懐中電灯: 暗黒物質サブハロー存在下でのクラスター臨界曲線付近の高倍率画像の特性
| Title |
Flashlights:_Properties_of_Highly_Magnified_Images_Near_Cluster_Critical_Curves_in_the_Presence_of_Dark_Matter_Subhalos |
| Authors |
Liliya_L.R._Williams,_Patrick_L._Kelly,_Tommaso_Treu,_Alfred_Amruth,_Jose_M._Diego,_Sung_Kei_Li,_Ashish_K._Meena,_Adi_Zitrin,_Thomas_J._Broadhurst |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06064 |
銀河団レンズの臨界曲線の近くにある、拡張されたプロファイルと密度コアを持つ暗黒物質サブハロー、および質量$10^6-10^8M_\odot$の球状星団は、背景の星のレンズ倍率によって検出できる可能性があります。銀河。この研究では、そのようなサブハローがレンズ効果を与えられた画像に及ぼす影響を研究し、臨界曲線近くの星とブラックホールによるよりよく研究されたマイクロレンズ効果の場合と比較します。サブハローのクラスター密度勾配と拡張質量分布が、画像特性を決定する上で重要であることがわかりました。両方とも、クラスターの正と負のパリティ側の画像プロパティ間の非対称性につながります。これは、マイクロレンズの場合よりも顕著です。たとえば、負のパリティ側では、コアが約$50\,$pcより大きいサブハローは、クラスター臨界曲線のすぐ近くの外側で$\sim100$を超える倍率の画像を生成しません。分析的および数値的分析を使用してこれらの要因について説明し、それらを利用してサブハローの観測可能なシグネチャを特定します。サブハローは、クラスターの正のパリティ側で、$\gtrsim0.1$の大きさのピクセル間フラックスの変動を作成します。これらのピクセルは、(そうでなければ見えない)サブハローの周りに集まる傾向があります。マイクロレンズ効果の場合とは異なり、サブハローレンズ効果の特徴は、大規模なクラスターの臨界曲線から$1''$離れたところに見られます。
一つの銀河で宇宙論？ - ASTRID モデルとロバスト性
| Title |
Cosmology_with_one_galaxy?_-_The_ASTRID_model_and_robustness |
| Authors |
Nicolas_Echeverri,_Francisco_Villaescusa-Navarro,_Chaitanya_Chawak,_Yueying_Ni,_ChangHoon_Hahn,_Elena_Hernandez-Martinez,_Romain_Teyssier,_Daniel_Angles-Alcazar,_Klaus_Dolag,_Tiago_Castro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06084 |
最近の研究では、固定された$\Omega_{\rmb}$での宇宙パラメータ$\Omega_{\rmm}$と個々の銀河の性質との間に密接な関係が存在する可能性があることが指摘されています。-芸術宇宙流体力学シミュレーション。この論文では、そのような関係が、異なるサブグリッド物理学を利用した別のコードで実行されたシミュレーションからの銀河にも当てはまるかどうかを調査します:Astrid.この場合でも、ニューラルネットワークは個々の銀河の特性から$\sim10\%$の精度で$\Omega_{\rmm}$の値を推測できると同時に、CAMELSでモデル化された天体物理学の不確実性を考慮できることがわかりました。.この密接な関係は、考えられるすべての赤方偏移$z\leq3$に存在し、星の質量、星の金属量、および最大円速度は、関係の背後にある最も重要な銀河の特性の1つです。この方法を実際の銀河で使用するには、そのロバスト性を定量化する必要があります。つまり、トレーニングに使用したコードとは異なるコードで生成された銀河でテストしたときのモデルの精度です。IllustrisTNG、SIMBA、Astrid、Magneticumの4つの異なるコードの銀河でモデルをテストすることにより、モデルの堅牢性を定量化します。モデルは銀河の大部分でうまく機能しますが、それらのごく一部では劇的に失敗することを示しています。これらの外れ値を削除すると、シミュレーションコード全体でモデルの精度が大幅に向上します。
次元削減と教師あり機械学習に基づく宇宙密度場の高速エミュレーション
| Title |
Fast_emulation_of_cosmological_density_fields_based_on_dimensionality_reduction_and_supervised_machine-learning |
| Authors |
Miguel_Concei\c{c}\~ao,_Alberto_Krone-Martins,_Antonio_da_Silva,_\'Angeles_Molin\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06099 |
N体シミュレーションは、大規模構造の非線形進化を研究するための最も強力な方法です。ただし、大量の計算リソースが必要なため、パラメーター空間の広範な調査が必要なシナリオで直接採用することはできません。この作業では、単純な機械学習アプローチを使用して、競合する精度で暗黒物質密度場エミュレーションを高速に実行できることを示します。単純な主成分分析と教師あり学習法を組み合わせた次元削減と機械学習回帰に基づいて、エミュレーターを構築します。1つの自由パラメーターによる推定では、暗黒物質密度パラメーター$\Omega_m$でトレーニングしますが、2つの自由パラメーターによるエミュレーションでは、$\Omega_m$と赤方偏移の範囲でトレーニングします。この方法では、最初に、与えられた基準に基づくシミュレーションのグリッドの投影を採用します。次に、この射影されたグリッドで機械学習回帰がトレーニングされます。最後に、基底係数を予測および逆投影することにより、新しいN体シミュレーションに直接依存することなく、さまざまな宇宙パラメータの新しい密度立方体を推定できます。提案されたエミュレーターが、対応するN体シミュレーションと比較して数パーセント以内の密度分布を持つ非線形宇宙スケールで密度立方体を生成できることを示します。この方法により、完全なN体シミュレーションを実行する場合と比較して、CPU実行時間が3桁も向上します。単一の自由パラメーターエミュレーションと、2つの自由パラメーター用の$\sim5\%$および$\sim15\%$。これにより、さまざまな宇宙モデルの密度立方体の生成が大幅に加速され、ESA/NASAEuclidミッションとしての完全な調査スケールでのパラメーターおよびモデルの推論など、以前は実行不可能だったアプリケーションへの扉が開かれます。
重力をテストするための新しいマーク相関関数スキーム
宇宙の大規模な構造を使用して重力を調べるために、顕著な相関関数に基づく新しいスキームを導入します。計量変動$f(R)$修正重力理論と一般相対性理論(GR)のシミュレーションに適用することにより、アプローチを説明します。$f(R)$重力の方程式を修正すると、大規模構造物の環境が変化し、原則として、このモデルをGRと区別するために使用できます。モンテカルロマルコフ連鎖アルゴリズムを適用し、観測された数密度と2点クラスタリングを使用して、ハロー占有分布(HOD)モデルパラメーターを修正し、両方のシミュレーションから模擬銀河カタログを作成します。マークされた相関関数を計算するときに銀河のマークを生成するために、ボロノイ分割を使用して局所密度を推定します。私たちのアプローチにより、HODパラメーターの単一セットのサンプル分散誤差に加えて、実行可能なHODモデルパラメーターの範囲から生じる、予測されたマーク相関関数の不確実性への寄与を分離することができます。これは、メソッドの識別力を評価するために重要です。関連論文では、現在の大規模な構造調査に新しいスキームを適用しています。
現在および将来の弱いレンズ調査によるミラーツインヒッグス宇宙論の探索
| Title |
Exploring_Mirror_Twin_Higgs_Cosmology_with_Present_and_Future_Weak_Lensing_Surveys |
| Authors |
Lei_Zu,_Chi_Zhang,_Hou-Zun_Chen,_Wei_Wang,_Yue-Lin_Sming_Tsai,_Yuhsin_Tsai,_Wentao_Luo,_Yi-Zhong_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06308 |
ミラー双晶ヒッグスモデル(MTH)の宇宙論的制約を更新することにより、非最小ダークセクターを研究するための精密宇宙論データの可能性を探ります。MTHモデルは、ダークセクター粒子を導入することにより、ヒッグスの小さな階層問題に対処します。この作業では、DESの3年間の調査とPlanckCMBおよびBAOデータからの最新の宇宙せん断測定を含む、ベイジアングローバル分析を実行します。初期の宇宙では、鏡のバリオンと鏡の放射は暗黒物質と暗黒の放射として振る舞い、それらの存在は宇宙の膨張の歴史を修正します。さらに、ミラーバリオンと光子の間の散乱は暗音響振動プロセスを生成し、宇宙シア測定からの物質パワースペクトルを抑制します。現在のデータがこれらの修正を$\Lambda$CDM宇宙論に制約する方法を示し、小さな階層問題に対する実行可能な解決策として、MTH暗黒物質の割合が全暗黒物質密度の約$30\%$を超えてはならないことを発見しました。ツイン光子の温度は、標準モデルの光子の温度の$30\%$未満です。MTHモデルは現在、$\Lambda$CDM+$\DeltaN_{\rmeff}$モデルと比較して、観測された$H_0$の緊張に対する優れたソリューションではありませんが、$H_0の両方を緩和する可能性があることを示しています。$と$S_8$の緊張、特に$S_8$の緊張が将来も持続し、PlanckSZ(2013)分析によって報告された結果に近づく場合。この場合、MTHモデルは最大$k\lesssim10~h\rm{Mpc}^{-1}$までのDESパワースペクトルの制約を満たしながら緊張を緩和できます。MTHモデルが実際に$S_8$と$H_0$の緊張の原因である場合、将来の中国宇宙ステーション望遠鏡(CSST)が$10\%$レベルの精度で双子のバリオンの量を決定できることを示します。
Gaia DR3 アストロメトリーからの確率的重力波背景制約
| Title |
Stochastic_gravitational_wave_background_constraints_from_Gaia_DR3_astrometry |
| Authors |
Santiago_Jaraba,_Juan_Garc\'ia-Bellido,_Sachiko_Kuroyanagi,_Sarah_Ferraiuolo,_Matteo_Braglia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06350 |
天体観測は、非常に低い周波数で確率的重力波背景(SGWB)を制約するために使用できます。GaiaDR3が提供する適切な運動データを使用して、一般的な双極子+四極子フィールドに適合させます。いくつかのクエーサーベースのデータセットを分析し、重力波に制約を設定するために、それらの純度と狂気性について議論します。最もクリーンなデータセットについて、SGWB$h_{70}^2\Omega_{\rmGW}\lesssim0.087$の(周波数積分された)エネルギー密度の上限を$4.2\times10^{-18}で導出します。~\mathrm{Hz}\lesssimf\lesssim1.1\times10^{-8}~\mathrm{Hz}$.また、以前のVLBIベースのデータを再分析して、制約$h_{70}^2\Omega_{\rmGW}\lesssim0.024$を$5.8\times10^{-18}~\mathrm{Hz}\lesssimf\に設定します。lesssim1.4\times10^{-9}~\mathrm{Hz}$同じ形式の下で、GWの最良の天文制約として立っています。私たちの結果に基づいて、将来のGaiaデータリリースがより厳しい制約を課す可能性について説明します。
| Title |
Stochastic_gravitational_wave_background_from_stellar_origin_binary_black_holes_in_LISA |
| Authors |
Stanislav_Babak,_Chiara_Caprini,_Daniel_G._Figueroa,_Nikolaos_Karnesis,_Paolo_Marcoccia,_Germano_Nardini,_Mauro_Pieroni,_Angelo_Ricciardone,_Alberto_Sesana,_Jes\'us_Torrado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06368 |
LIGO/Virgo/KAGRA(LVK)観測からの恒星起源連星ブラックホール(SOBBH)の集団に対する最新の制約を使用して、LISAの周波数帯域で発生する確率的重力波背景(SGWB)を推定します。星形成率を追跡すると仮定して、高赤方偏移での合体率を拡張することにより、SGWBに最も寄与するかすかな遠い連星を説明します。SGWB信号を計算するために、さまざまな方法を採用しています。分析的評価、SOBBH母集団の実現に対するモンテカルロ合計、およびLISAデータをシミュレートし、混乱ノイズのみが残るまで分解可能な信号を繰り返し除去することにより、検出器の役割を説明する方法です。予想されるSGWBと解決可能なSOBBHの数の両方を抽出できます。後者はSNRしきい値が5を超える場合はほとんどないため、LISA帯域のSGWBのスペクトル形状がべき乗則の解析的予測に従うことを確認します。バイナリ母集団モデルのLVKGWTC-3事後からSGWB振幅の確率分布を推測します。その四分位範囲$h^2\Omega_\mathrm{GW}(f=3\times10^{-3}\,\mathrm{Hz})\in[5.65,\,11.5]\times10^{-13}$は、以前のほとんどの見積もりと一致しています。MC分析を実行して、この信号を検出および特徴付けるLISAの能力を評価します。計装ノイズと前景の銀河連星の両方を考慮して、4年間のデータで、LISAはパーセント精度でSOBBHSGWBを検出できるようになり、可能な範囲に関して振幅の不確実性を1桁まで絞り込むことができます。人口モデルから推測される振幅。LISAによるこの信号の測定は、いくつかの母集団パラメーター間の縮退を打破するのに役立ち、特にSOBBH合併率の赤方偏移の進化に関して、興味深い制約を提供します。
| Title |
Revisiting_Friedmann-like_cosmology_with_torsion:_newest_constraints_from_high-redshift_observations |
| Authors |
Tonghua_Liu,_Ziqiang_Liu,_Jiamin_Wang,_Shengnan_Gong,_Man_Li,_Shuo_Cao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06425 |
アインシュタインの一般相対性理論の可能な拡張の1つとして、時空のねじれの存在が、加速段階を経ている非常に初期の宇宙と後期の宇宙の問題を解決できることが最近示唆されています。この論文では、クエーサーとバリオンの音響振動の複数の測定から得られた高赤方偏移データの最新の観測を使用して、時空のねじれに恵まれたアインシュタインカルタン（EC）の枠組みでそのような宇宙論モデルを現象論的に制約します。このように宇宙論分析で新たに編集されたクエーサーデータセットは、ハッブル図を異なる宇宙論からの予測を区別できる高赤方偏移範囲に拡張するため、この目的にとって非常に重要です。私たちの結果は、すべての候補モデルのうち、ねじれと宇宙定数モデルが現在の高赤方偏移データによって強く支持されていることを示しており、ねじれ自体が現在の宇宙加速度を生み出すと予想されます。特に、ねじれを伴うフリードマンのような宇宙論の枠組みでは、決定されたハッブル定数は、プランク2018CMBの結果から導出されたものと非常によく一致しています。一方、我々の結果はゼロの空間曲率と互換性があり、平らな空間超曲面からの大きな逸脱はありません。最後に、ねじれパラメーター$\alpha$に制約を課すことで、高赤方偏移観測のロバスト性をチェックします。これは、原始ヘリウム4存在量に対するねじれ効果に焦点を当てた他の最近の研究と強く一致しています。
初期のJWST観測に照らした宇宙ストリングループからの初期構造形成
| Title |
Early_Structure_Formation_from_Cosmic_String_Loops_in_Light_of_Early_JWST_Observations |
| Authors |
Hao_Jiao,_Robert_Brandenberger_and_Alexandre_Refregier_(McGill_and_ETH_Zurich) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06429 |
宇宙ひもが存在する場合、非線形および非ガウス摂動の原因は、物質と放射線が等しい時代(およびそれ以前)までさかのぼります。ここでは、宇宙ストリングループのスケーリング分布によってシードされたハローの質量関数を計算し、その結果を標準のガウス$\Lambda$CDMモデルの予測と比較します。星の質量とハローの質量の間に単純な線形関係があると仮定して、星の質量関数も計算します。宇宙ストリングの寄与は、十分に高い赤方偏移$z>z_c$で支配的です。ここで、$z_c$は、ハローの質量とストリングの単位長さあたりの質量$\mu$に依存し、オーダー$z_c\sim12です。$G\mu=10^{-8}$の$。この$G\mu$の値を持つ文字列は、高赤方偏移星質量密度に関する予備的なJWSTデータを説明できることがわかります。極端な値の統計に基づいて、現在のJWSTの空の範囲で予想される最も重いストリングシード銀河の質量は、検出された最も重い銀河と互換性があることがわかります。JWSTデータの解釈における不確実性を考慮して、より高い赤方偏移観測の予測について説明します。
改良された銀河規模の重力レンズ作用サンプルによるレンズ赤方偏移確率分布の宇宙論的応用
| Title |
Cosmological_application_of_the_lens-redshift_probability_distribution_with_improved_galaxy-scale_gravitational_lensing_sample |
| Authors |
Hui_Li,_Yun_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06529 |
考慮されるシナリオには、3つの典型的な宇宙論モデル(つまり、$\Lambda$CDM、$\omega$CDM、および$\omega_0\omega_a$CDMモデル)と、レンズ銀河の速度分散分布関数(VDF)の3つの典型的な選択肢(つまり、非進化型、べき乗型、指数型)。宇宙論的パラメーターとVDFパラメーターの間の縮退が、パラメーターの推定値のシフトにつながることを示しています。$\Omega_{m0}$の不確実性は前者は後者の約3～8倍の大きさです。$\Omega_{m0}$の平均値は、非進化型VDFの場合と比較して、ベキ乗VDFの場合はより大きな値にシフトし、指数VDFの場合はより低い値にシフトします。$\omega$CDMモデルでは、$\omega_0$の限界、つまり暗黒エネルギーの状態方程式(EoS)は、68.3%の信頼水準でPantheon+サンプルのものと一致していますが、$\omega_0の平均値は前者の$は、後者の$よりも大幅に小さくなっています。$\omega_0\omega_a$CDMモデルでは、$\omega_0$の不確実性は、$\omega$CDMモデルで得られたものと比較して劇的に拡大します。さらに、$\omega_a$のマルコフ連鎖、つまりEoSの時変勾配は、3つのVDFケースでは収束しません。全体として、レンズ赤方偏移分布テストは、ダークエネルギーEoSよりも$\Omega_{m0}$を制約する方が効果的です。
21cm信号からELDER暗黒物質の自己相互作用を解明
| Title |
Addressing_the_self-interaction_for_ELDER_dark_matter_from_the_21-cm_signal |
| Authors |
Rupa_Basu,_Debasish_Majumdar,_Ashadul_Halder,_Shibaji_Banerjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06680 |
自己相互作用する暗黒物質は、さまざまな宇宙過程に影響を与える可能性があります。このような相互作用は、数保存(\emph{e.g.}$2\rightarrow2$)または数違反(\emph{e.g.}$3\rightarrow2,\,4\rightarrow2$など)です。3つ(またはそれ以上)の暗黒物質粒子が自己消滅/散乱を受けて暗黒物質の数が少なくなる後者のプロセスは、「カニバリズム」プロセスと呼ばれます。この研究では、暗黒物質の自己相互作用とそのような相互作用の強さを、宇宙の黎明期からの神経水素のグローバルな21cmスペクトルの実験結果に照らして調査します。現在の作業から、$2\rightarrow2$プロセスは$3\rightarrow2$プロセスよりもはるかに支配的であるように見えます。また、このような相互作用が暗黒物質-バリオン弾性散乱断面積に影響を与えることもわかっています。この研究はまた、宇宙に異なる質量範囲の多成分暗黒物質が存在することを示しています。
CATS: 標準化された TRGB および Ia 型超新星の測定値からのハッブル定数
| Title |
CATS:_The_Hubble_Constant_from_Standardized_TRGB_and_Type_Ia_Supernova_Measurements |
| Authors |
D._Scolnic,_A._G._Riess,_J._Wu,_S._Li,_G._S._Anand,_R._Beaton,_S._Casertano,_R._Anderson,_S._Dhawan_and_X._Ke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06693 |
赤色巨星枝(TRGB)の先端は、ハッブル定数を測定するための距離はしごを構築するための発光標準キャンドルを提供します。実際には、エッジ検出応答(EDR)による測定は、先端の明らかなぼやけとEDRの複数のピークの風景によって複雑になります。その結果、ケースバイケースの測定プロセスにより、再現が困難になる場合があります。以前に、教師なしアルゴリズムであるTRGBの比較分析（CAT）を最適化して、個別の選択に依存することなく、ホストごとの複数のハローフィールド間の分散を最小限に抑え、最先端の$\sim$$<$0.05等級の距離測定を達成しました最適なデータのために。さらに、先端の測定値とそれらのコントラスト比(先端のすぐ下と上にある星の比率0.5mag)の間に5$\sigma$信頼度のGHOSTSハローサーベイでの経験的相関関係が見つかりました。ホストの場所が異なります。ここでは、このアルゴリズムをSNIaホストの拡張サンプルに適用して、これらを幾何学的アンカーNGC4258の複数のフィールドに標準化します。Pantheon$+$SNIaサンプルと合わせて、この分析は$H_0=73.22\pm2.06$km/s/Mpc.この研究とTRGBを使用した同様の研究との間の$H_0$の最大の違いは、SN調査の違いと、最近のSNIa編集で使用されたローカルフローの修正に由来しますが、以前の研究にはありませんでした。SN関連の差は合計$\sim$2.0km/s/Mpcです。$\sim$1.4km/s/Mpcという小さな割合は、距離ラダー全体のTRGBキャリブレーションの不均一性に起因します。最適なTRGBアルゴリズムの周りに108のバリアントのグリッドを採用し、バリアントの中央値が$72.94\pm1.98$km/s/Mpcであり、0.83km/s/Mpcのアルゴリズムの選択による追加の不確実性があることがわかりました。これらのTRGBバリアントのいずれも、$H_0$が71.6km/s/Mpc未満になることはありません。
| Title |
Universal_Gravitational_Wave_Signatures_of_Cosmological_Solitons |
| Authors |
Kaloian_D._Lozanov,_Misao_Sasaki,_Volodymyr_Takhistov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06709 |
モノポール、宇宙ひも、磁壁、オシロン、Qボールなどの宇宙論的ソリトニックオブジェクトは、初期宇宙の理論によく登場します。このようなシナリオには、ソリトンの等曲率摂動に起因する重力波の新しい生成源が一般的に伴うことを示しています。結果として生じる誘導万有重力波(UGW)は、通常ソリトン形成に関連する重力波と比較して、より低い周波数に存在します。ALPのミスアライメントに起因するアクシオン様粒子（ALP）オシロンからのUGWは、ALPの質量と減衰定数に関係なく、生成された重力波の周波数範囲を2桁以上拡張し、次の重力波で観測できることを示します実験。UGWは、幅広いクラスの宇宙論における重力波シグネチャの新しいルートを開きます。
アポセンター パイルアップとアーク: HD 129590 の周りの狭いダスト リング
| Title |
Apocenter_pile-up_and_arcs:_a_narrow_dust_ring_around_HD_129590 |
| Authors |
Johan_Olofsson,_Philippe_Th\'ebault,_Amelia_Bayo,_Julien_Milli,_Rob_G._van_Holstein,_Thomas_Henning,_Bruno_Medina-Olea,_Nicol\'as_Godoy,_Karina_Mauc\'o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06074 |
デブリ円盤の観測は、感度と空間分解能の両方の点で、過去数十年間で大幅に改善されました。近赤外波長では、新しい観測戦略と後処理アルゴリズムにより、最終画像を大幅に改善し、ディスク内のかすかな構造を明らかにすることができます。これらの構造は、小さなダスト粒子の特性と空間分布について私たちに知らせてくれます。HD129590付近の円盤の新しい$H$バンドの観測結果を提示します。これは、全強度では興味深い弧状構造を示しますが、偏光測定では示さず、この弧の起源の説明を提案します。微惑星の誕生環の幾何学的パラメーターを仮定すると、私たちのモデルは、散乱光画像を計算するために、さまざまなサイズの何百万もの粒子の位置を提供します。粒子サイズ分布が切り捨てられているか、放射圧ブローアウトサイズよりも大きなサイズで強くピークに達している場合、観測されたアークと非常によく似たアークを生成できることを示しています。誕生リングが放射状に狭い場合、特定のサイズの粒子の離心率が類似しているとすれば、それらのアポセンターは星から同じ距離にあります。これは、パーティクルがほとんどの時間を費やす場所であるため、リングのように見える「アポセンターパイルアップ」が発生します。より効率的な前方散乱により、このアークは総強度観測にのみ現れ、偏光データでは検出されません。このシナリオでは、粒子サイズ分布または散乱効率$Q_\mathrm{sca}$のいずれかで急激な変化が必要です。波状のサイズ分布やサイズ依存の位相関数などの代替可能性は、アポセンターのパイルアップを強化する興味深い候補です。また、このようなアークが他のシステムで一般的に検出されない理由についても説明します。これは、ほとんどの親ベルトが通常広いという事実によって主に説明できます。
広視野赤外線サーベイ エクスプローラー極低温データの 2 バンドの組み合わせによる小惑星の熱モデル
| Title |
Thermal_Models_of_Asteroids_with_Two-band_Combinations_of_Wide-field_Infrared_Survey_Explorer_Cryogenic_Data |
| Authors |
Emily_A._Whittaker,_Jean-Luc_Margot,_Adrian_L._H._Lam,_and_Nathan_Myhrvold |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06085 |
再パラメータ化された近地球小惑星熱モデルを使用して、2つの波長帯域(W2-3またはW3-4)で広視野赤外線サーベイエクスプローラーからの4000を超える小惑星の精選されたセットの観測をモデル化し、その結果をからの以前の結果と比較しました。4つの波長帯域すべて(W1-4)。この比較は、計画された2バンド調査(例えば、NASA地球近傍天体測量ミッション)の潜在的なバイアスや欠点を予測して定量化できるように、2バンド観測のモデル化の独自の側面を解明することを目的として行われました。W2-32バンドフィットは、通常、4バンドフィットよりもわずかに小さな直径をもたらし、直径の差の中央値は-10%で、分布の5%と95%の分位数は-32%と-1.5%でした。それぞれ。W3-4についても同様の比較を行いました。その理由の1つは、最も長い波長バンドが最良の2バンド結果を提供すると予想されるためです。W3-4の2バンドの直径は4バンドの結果よりもわずかに大きく、直径の中央値の差は11%、分布の分位数はそれぞれ-2.1%と26%の5%と95%であることがわかりました。ブートストラップ分析で得られた直径の不確実性は、対応する4バンドフィットよりも、W2-3フィットとW3-4フィットでそれぞれ30%と35%(中央値)大きくなります。23の高品質の恒星掩蔽直径をベンチマークとして使用すると、W2-3とW3-4の推定直径の中央値誤差はそれぞれ-15%と+12%であることがわかりました。一方、4バンドフィットの中央値誤差は9.3%。W2-3とW3-4の直径は、対応する4バンドの直径よりも系統誤差と不確実性が大きいように見えますが、2バンドの推定値は、可視測光のみから得られた直径の推定値を改善するため、依然として有用です。
ホットジュピター大気への適用による巨大惑星大気の物理的に導出された渦パラメータ化
| Title |
A_physically_derived_eddy_parameterization_for_giant_planet_atmospheres_with_application_on_hot-Jupiter_atmospheres |
| Authors |
Anthony_Arfaux_and_Panayotis_Lavvas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06314 |
物理現象に基づく巨大ガス系外惑星の渦拡散プロファイルのパラメーター化を提示し、パラメーター化された渦プロファイルが化学組成、熱構造、ヘイズ微物理学、および8つのホットジュピターのトランジットスペクトルにどのように影響するかを調べます。私たちの渦パラメータ化は、惑星の固有温度(T$_{int}$)に依存するため、このパラメータを通常使用される値($\sim$100K)よりも高い値に増加させると、大気の構造と組成にどのように影響するかを評価します。私たちの調査は、T$_{int}$が深層大気の化学組成に与える強い影響にもかかわらず、高高度のクエンチレベルにより、T$_{eq}$$>$1300Kの場合、上層大気は影響を受けないことを示しています。これらの条件で。ただし、このしきい値を下回ると、T$_{int}$の増加によって生成される大気温度が高くなり、急冷された化学組成に影響します。パラメータ化は、放射対流境界での渦マグニチュード(K$_0$)とホモポーズでの対応するマグニチュード(K$_{top}$)の2つのパラメータに依存します。調査したさまざまな惑星のケースのほとんどで共通のK$_0$とK$_{top}$の値を使用すると、ハッブル宇宙望遠鏡の観測と一致するトランジットスペクトルを導き出すことが実証されました。さらに、私たちのシミュレーションは、渦プロファイルを増加させると、ヘイズ粒子の光化学的生成が強化され、その平均半径が減少するため、UV-Visible勾配が急になることが示されています。最後に、WASP-39bについて、ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡の観測がもやと雲の制約を改善することを示し、HSTとJWSTの観測から結合されたトランジットスペクトルを解釈するには、両方のコンポーネントが必要であると思われることを示します。
若い星 HD 142527 の周りの円盤における不斉化学の調査
| Title |
Investigating_the_asymmetric_chemistry_in_the_disk_around_the_young_star_HD_142527 |
| Authors |
Milou_Temmink,_Alice_S._Booth,_Nienke_van_der_Marel,_Ewine_F._van_Dishoeck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06382 |
惑星の大気組成は、惑星が形成される円盤の化学的性質によって決定されます。したがって、円盤の気相分子組成を研究することで、惑星を形成する大気組成が何であるかを推測することができます。IRS48ディスクの最近の観測では、(非対称の)ダストトラップが、放射状および垂直方向の輸送、および氷の昇華を通じて、観測可能な化学物質に直接影響を与える可能性があることが示されています。非対称HD142527ディスクは、ディスクの化学組成を設定する際のダストトラップの役割を調査する別の良い機会を提供します。この作業では、HD142527ディスクのアーカイブALMA観測を使用して、可能な限り大きな分子インベントリを取得します。これにより、ディスクの化学に対する非対称ダストトラップの影響を調べることができます。[CI]、13C18O、DCO+、H2CO、およびHCO+とCSの追加遷移の最初のアルマ検出をこの円盤に示します。また、SOやCH3OHなどの非検出種についても上限値を取得しています。観測された分子の大部分では、ダストトラップの位置での放出の減少が見られます。主なCO同位体連続体の場合、過剰な減算が観測された非対称性を引き起こす可能性がありますが、CSとHCNの場合、観測された非対称性は、位置がずれている内部ディスクによってキャストされた影が原因である可能性が高いと提案します。観察された分子の放出はダストトラップと共空間的ではなく、SOまたはCH3OHが見つからないため、氷マントルの熱昇華は、HDの外円盤の気相組成の変化に大きな役割を果たしているようには見えません。142527ディスク。13C18OとDCO+の観測結果とRADMC-3Dモデルを使用して、COスノーラインがダストトラップの向こう側に位置し、CO氷の水素化とその後の昇華ではなく、H2COの低温気相形成に有利であると判断しました。
多次元ガウス過程による K2-233 分光時系列の再検討
| Title |
Revisiting_K2-233_spectroscopic_time-series_with_multidimensional_Gaussian_Processes |
| Authors |
Oscar_Barrag\'an,_Edward_Gillen,_Suzanne_Aigrain,_Annabella_Meech,_Baptiste_Klein,_Louise_Dyregaard_Nielsen,_Haochuan_Yu,_Niamh_K._O'Sullivan,_Belinda_A._Nicholson,_Jorge_Lillo-Box |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06406 |
若い星の視線速度時系列で惑星の特徴を検出することは、それらの本質的に強い星の活動のために困難です。しかし、視線速度を抽出するために使用されたのと同じ恒星スペクトルから測定された活動指標を使用することによって、恒星信号の特性に関する情報を知ることは可能です。この原稿では、トランジットする3つの惑星をホストする若い星K2-233の分光HARPSデータの再分析を提示します。惑星のドップラー信号を特徴付けるために、動径速度と活動指標に対して多次元ガウス過程回帰を実行します。実際のデータセットで初めて、多次元ガウス過程を使用すると、動径速度のみに適用される1次元ガウス過程と比較して、惑星信号を測定する精度が向上することが実証されました。K2-233b、c、およびdの半振幅を1.31(-0.74)(+0.81)、1.81(-0.67)(+0.71)、および2.72(-0.70)(+0.66)m/sとして測定します。これは、それぞれ2.4(-1.3)(+1.5)、4.6(-1.7)(+1.8)、および10.3(-2.6)(+2.4)の惑星質量に変換されます。これらの新しい質量測定により、K2-233dはJWSTによる透過分光観測の貴重なターゲットになります。K2-233は半径の谷の下に2つの内側の惑星が検出され、その上に3つ目の外側の惑星がある唯一の若い星系です。これは、惑星の進化、形成、移動、および大気の進化に関する私たちの理論を知らせるために、比較研究を実行するための優れたターゲットになります.
TOI-733 b - 太陽のような星を周回する小惑星半径の谷にある惑星
| Title |
TOI-733_b_-_a_planet_in_the_small-planet_radius_valley_orbiting_a_Sun-like_star |
| Authors |
Iskra_Y._Georgieva,_Carina_M._Persson,_Elisa_Goffo,_Lorena_Acu\~na,_Artyom_Aguichine,_Luisa_M._Serrano,_Kristine_W._F._Lam,_Davide_Gandolfi,_Karen_A._Collins,_Steven_B._Howell,_Fei_Dai,_Malcolm_Fridlund,_Judith_Korth,_Magali_Deleuil,_Oscar_Barrag\'an,_William_D._Cochran,_Szil\'ard_Csizmadia,_Hans_J._Deeg,_Eike_Guenther,_Artie_P._Hatzes,_Jon_M._Jenkins,_John_Livingston,_Rafael_Luque,_Olivier_Mousis,_Hannah_L._M._Osborne,_Enric_Palle,_Seth_Redfield,_Vincent_Van_Eylen,_Joseph_D._Twicken,_Joshua_N._Winn,_Ahlam_Alqasim,_Kevin_I._Collins,_Crystal_L._Gnilka,_David_W._Latham,_Hannah_M._Lewis,_Howard_M._Relles,_George_R._Ricker,_Pamela_Rowden,_Sara_Seager,_Avi_Shporer,_Thiam-Guan_Tan,_Andrew_Vanderburg,_and_Roland_Vanderspek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06655 |
KESPRINTフォローアッププログラムの一環として、太陽のような星TOI-733を通過する小さな惑星半径の谷にあるホット（$T_{\rmeq}$$\approx$1055K）惑星の発見を報告します。TESS惑星は、HARPSスペクトログラフで実行されます。セクター9と36からのTESS測光では、軌道周期$P_{\rmorb}$=$4.884765_{-2.4e-5}^{+1.9e-5}$日、半径$R_{\mathrm{が得られます。p}}$=$1.992_{-0.090}^{+0.085}$$R_{\oplus}$.HARPSと活動指標からの視線速度測定値の多次元ガウス過程モデリングは、$K$=$2.23\pm0.26$ms$^{-1}$の半振幅を与え、$M_{の惑星質量に変換します。\mathrm{p}}$=$5.72_{-0.68}^{+0.70}$$M_{\oplus}$.これらのパラメータは、惑星が適度な密度($\rho_\mathrm{p}$=$3.98_{-0.66}^{+0.77}$gcm$^{-3}$)であり、遷移領域に配置されることを意味します。質量半径図上でH/Heが優勢なエンベロープを持つ岩石惑星と揮発性物質に富む惑星の間。これらを星のパラメーターと存在量と組み合わせて、惑星の内部モデルと大気モデルを計算します。これは、TOI-733bが揮発性物質に富んだ、おそらく二次的な外殻を持ち、高度に照射された海洋世界を表している可能性があることを示唆しています。よく特徴付けられているG型星の周りにそのような惑星はほとんどありません。
XMM-SERVS フィールドで最も知られていない AGN
| Title |
The_Most_Obscured_AGNs_in_the_XMM-SERVS_Fields |
| Authors |
Wei_Yan,_W._N._Brandt,_Fan_Zou,_Shifu_Zhu,_Chien-Ting_J._Chen,_Ryan_C._Hickox,_Bin_Luo,_Qingling_Ni,_David_M._Alexander,_Franz_E._Bauer,_Cristian_Vignali_and_Fabio_Vito |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06065 |
XMM-SpitzerExtragalacticRepresentativeVolumeSurvey(XMM-SERVS)で設計されたXMM-SpitzerExtragalacticRepresentativeVolumeSurvey(XMM-SERVS)では、X線スペクトル解析を実行して、$\approx$10,200の活動銀河核(AGN)の特性(柱密度、X線光度など)を導き出します。宇宙環境の広いダイナミックレンジにわたる超大質量ブラックホールの成長を調査します。物理的なトーラスモデル(Borus02など)とベイジアンアプローチを使用して、22の代表的なコンプトン層(CT;$N_{\rmH}\;>\;1.5\times10^{24}\;\rmcm^{-2}$)信号対雑音比が良好なAGN候補と、136の重度に隠蔽されたAGNの大規模なサンプル。また、低($z<0.75$)赤方偏移($z>0.75$)から高($z>0.75$)までのCT比率(\fct)の増加も見られます。私たちのCT候補は、SEDフィットで硬X線スペクトル形状とダスト消滅を示す傾向があり、AGN掩蔽とホスト銀河の進化の間の関係に光を当てる可能性があります。
すばるHyper Suprime-Camによるクエーサーホスト銀河の形態的非対称性
| Title |
Morphological_asymmetries_of_quasar_host_galaxies_with_Subaru_Hyper_Suprime-Cam |
| Authors |
Shenli_Tang,_John_D._Silverman,_Hassen_M._Yesuf,_Xuheng_Ding,_Junyao_Li,_Connor_Bottrell,_Andy_Goulding,_Kiyoaki_Christopher_Omori,_Yoshiki_Toba,_Toshihiro_Kawaguchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06090 |
ホスト銀河の形態は中心クエーサーにどのように影響しますか、またはその逆ですか?HyperSuprime-CamSubaruStrategicProgramからの広帯域($grizy$)画像を使用して$0.2<z<0.8$で2424個のSDSSクエーサーホストの非対称性を測定することにより、この問題に対処します。制御銀河(クエーサーなし)は、クエーサーホストの赤方偏移と星の質量を一致させることによって選択されます。2段階のパイプラインが実行され、PSFおよび\sersic\コンポーネントが分解され、非対称インデックス($A_{\rmCAS}$、$A_{\rmouter}$、および$A_{\rmshape}$)が測定されます。)各クエーサーホストと制御銀河の。サンプル全体でホストの非対称性とAGN放射光度($L_{\rmbol}$)の間に穏やかな相関関係が見られますが(0.37のスピアマン相関)、最高の光度($L_{\rmbol}>45$)。これは、クエーサーホストがより大規模で非常に降着性の高いブラックホールを保持している場合、平均してより非対称であることを示しています。合併率も$L_{\rmbol}$と正の相関があり、最も明るいものでは最大35\%に達します。対照銀河と比較して、クエーサーホストはわずかに非対称であり(9.4$\sigma$レベルで中央値で0.017を超えています)、合体部分は類似しています($\sim16.5\%$)。光学バンドへの非対称性の依存性を定量化します。これは、マージがより青いバンドで識別される可能性が高く、$L_{\rmbol}$と非対称性の相関関係もそのようなバンドでより強いことを示しています。星の個体数の変化を示すバンド依存性は、AGN活動に対する合併の影響を考慮する上で重要な要素であることを強調します。
球状星団系における銀河加速スケールの痕跡: 円座星団の銀河
| Title |
Imprint_of_the_galactic_acceleration_scale_on_globular_cluster_systems:_Galaxies_in_the_Fornax_Cluster |
| Authors |
Michal_B\'ilek,_Michael_Hilker,_Florent_Renaud,_Tom_Richtler,_Avinash_Chaturvedi,_and_Srdjan_Samurovi\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06092 |
暗黒物質は、銀河のバリオンによって生成される重力加速度が定数$a_0=1.2\times10^{-10}$ms$に等しい$a_0$半径よりも大きい銀河中心半径の銀河に必要です。^{-2}$は銀河加速度スケールとして知られています。大規模な初期型銀河では、球状星団(GC)システムの動径数密度プロファイルがべき乗則の破れに従い、その破れが$a_0$半径で発生することが以前に発見されました。既存の測光カタログで、円座銀河団の銀河の周りのGCの分布を新たに分析しました。1)$a_0$-radiiと球状星団系のブレーク半径との一致は、すべての質量の初期型銀河に有効であり、2)これはGCの赤と青のサブ集団にも別々に適用されることを発見しました。
UM 462、MUSE 拡大鏡の下にあるローカル グリーン ピース銀河類似体
| Title |
UM_462,_a_local_Green_Pea_galaxy_analog_under_the_MUSE_magnifying_glass |
| Authors |
Ana_Monreal-Ibero_(1),_Peter_M._Weilbacher_(2),_Genoveva_Micheva_(2),_Wolfram_Kollatschny_(3),_Michael_Maseda_(4)_((1)_Leiden_Observatory,_Leiden_University,_(2)_Leibniz-Institute_for_Astrophysics_Potsdam_(AIP),_(3)_Institut_f\"ur_Astrophysik_und_Geophysik,_Universit\"at_G\"ottingen,_(4)_Department_of_Astronomy,_University_of_Wisconsin-Madison) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06096 |
[要約]高赤方偏移銀河の恒星フィードバックは、宇宙の再イオン化時代に重要な役割を果たしています。グリーンピース銀河(GP)は、お気に入りの地元の研究所であると仮定されています。ただし、$z\sim0.2$の典型的な赤方偏移では、星と周囲のISMの間の最も親密な相互作用を解きほぐすことはできません。青色コンパクト矮星銀河(BCD)の詳細な研究は、それらの調査を定着させるために必要です。ここでは、MUSEを使用した高品質の光IFSデータを使用したGPと同様の特性を持つBCDであるUM462の詳細な研究を紹介します。直接法による総酸素存在量は12+$\log$(O/H)$\sim$8.02であり、銀河全体で均一であり、いくつかの強線法から導き出された金属量とはまったく対照的です。電離ガスの速度場は、北に向かう領域で速度成層を示し、高電離線では速度が赤くなり、低電離線では速度が青くなります。これは、速度分散が明らかにMUSE装置の幅より上にある唯一の領域であり、\emph{thehorns}と呼ばれる2つの$\sim$1kpcの長さの構造に囲まれています。その領域の観測証拠を、星のフィードバックの断片化されたスーパーバブルの果実として解釈し、それは星の最も若い世代からのLyC光子が逃げるための優先チャネルを構成する可能性があります.最新のSFは、銀河の外側から内側へ、そして東から西へと伝播しているようです。この画像を裏付ける超新星残骸とウォルフ・ライエ星(赤い隆起でトレース)を特定しました。伝播の方向は、H$\alpha$の最大値に若いWolf-Rayet星が存在することを意味します。この一連の結果は、原始銀河に関する同様の研究の重要な参考資料として、矮小星形成銀河の高い空間分解能での2D詳細な分光学的研究の可能性を例示しています。
WISDOM プロジェクト - XVI. CO動力学的モデリングによる初期型銀河NGC0612、NGC1574、およびNGC4261のSMBH質量
| Title |
WISDOM_project_-_XVI._SMBH_mass_in_the_early-type_galaxies_NGC0612,_NGC1574,_and_NGC4261_from_CO_dynamical_modelling |
| Authors |
Ilaria_Ruffa,_Timothy_A._Davis,_Michele_Cappellari,_Martin_Bureau,_Jacob_S._Elford,_Satoru_Iguchi,_Federico_Lelli,_Fu-Heng_Liang,_Lijie_Liu,_Anan_Lu,_Marc_Sarzi,_and_Thomas_G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06117 |
NGC0612、NGC1574、およびNGC4261の3つの近くの初期型銀河における超大質量ブラックホール(SMBH)の質量のCO動的推定を提示します。私たちの分析は、$14-58$pc($0.01''-0.26)の空間解像度を持つ$^{12}$CO(2-1)輝線のAtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray(ALMA)Cycle3-6観測に基づいています。''$)。$\lesssim200$pc(NGC1574およびNGC4261)から$\approx10$kpc(NGC0612)のスケールで円盤状のCO分布を検出します。NGC0612とNGC1574では、ガスの大部分が定期的に回転しています。このデータは、NGC1574の中心に巨大な暗黒天体が存在する証拠も提供しており、その質量の最初の測定値$M_{\rmBH}=(1.0\pm0.2)\times10^{8}$M$_{\odot}$(1$\sigma$不確実性)。NGC4261では、CO運動は明らかにSMBH重力の影響によって支配されており、正確なブラックホール質量$(1.62{\pm0.04})\times10^{9}$M$_{\odot}$($1\sigma$の不確実性)。これは、別のモデリング手法を使用して得られた以前のCO動的推定と完全に一致しています。NGC4261の内部領域では、非円形のガス運動(流出の可能性が高い)の兆候も確認されています。NGC0612では、(保守的な)上限$M_{\rmBH}\lesssim3.2\times10^{9}$M$_{\odot}$しか取得できません。これは、中央のCOホール(SMBHの影響範囲の半径よりもはるかに大きい半径)の存在に起因する可能性が高く、CO速度曲線の堅牢な予測を取得できないことと組み合わされています。3つのSMBH質量推定値は、$M_{\rmBH}-\sigma_{\star}$関係からの予測と全体的に一致しています。
GR内の銀河の回転曲線
観測された円盤銀河の平坦な回転曲線は、ニュートン重力における暗黒物質(DM)ハローの存在の証拠ではなく、一般相対性理論(GR)の特異な効果である可能性があることが示唆されています。Ciotti(2022)では、この問題は、現実的な指数バリオン(恒星)円盤に対して、よく知られている弱磁場、低速度のGRの重力磁気限界を使用することによって定量的に対処されています。予想どおり、結果のGRとニュートン回転曲線は区別がつかず、$v^2/c^2\approx10^{-6}$のオーダーのすべての半径でGR補正が行われます。ここでは、DMハローの存在がGRの弱磁場効果の誤解に起因する場合に直面しなければならないいくつかの天体物理学的問題をリストします。
NGC 5595 の北東と南西にある HI 21 cm 拡張構造: 円盤銀河ペア NGC 5595 と NGC 5597 の VLA 観測
| Title |
HI_21_cm_Extended_Structures_to_the_North-East,_and_South-West_of_NGC_5595:_VLA_Observations_of_the_Disk_Galaxy_Pair_NGC_5595_and_NGC_5597 |
| Authors |
J._Antonio_Garcia-Barreto_(1),_Emmanuel_Momjian_(2)_((1)_UNAM,_(2)_NRAO) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06272 |
近い円盤銀河のペアNGC5595とNGC5597のHI21cm線のVLAB配置観測を報告します。観測の角度分解能では、$\sim7.1''\times4.2''$NGC5595とNGC5597のHI21cmは光ディスクと同じ範囲を持ち、NGCの北東(NE)と南西(SW)に拡張構造(ストリーマー)を初めて検出しました。5595には、青、赤の光学(連続体)、20cm電波連続体、またはH$\alpha$スペクトル線放射の対応物はありません。1つの構造は$\sim45''$だけ北東に青方偏移した速度で拡張され、もう1つの構造は$\sim20''$だけ南西に拡張され、全身速度に対して赤方偏移した速度になります。どちらの銀河の最も内側の中央(核)領域からも、HI21cm放射は検出されません。より低い角度分解能のHI21cm画像は、2つの銀河の間の尾部またはブリッジとして銀河間にHI21cmガスが存在しないことを示しています。NGC5597の新しい20cm電波連続体放射画像は、中央領域の北東南西方向に、最も内側のH$\alpha$スペクトル線放射の空間位置に非常に似た、強力な未解決の細長い構造を示しています。北側の渦巻き腕からの20cmの連続体放射はありません。NGC5595では、20cm電波連続体画像は、NEからの連続体放射も、HI21cm放射を伴う南西拡張構造も示していません。
SOFIA HAWC+による超新星残骸カシオペアAの遠赤外線偏光
| Title |
Far-infrared_Polarization_of_the_Supernova_Remnant_Cassiopeia_A_with_SOFIA_HAWC+ |
| Authors |
Jeonghee_Rho_(SETI),_Aravind_P._Ravi_(UTA),_Le_Ngoc_Tram_(MPIRA),_Thiem_Hoang_(KASI),_J\'er\'emy_Chastenet_(Ghent_U),_Matthew_Millard_(UTA_&_UIowa),_Michael_J._Barlow_(UCL),_Ilse_De_Looze_(Ghent_U),_Haley_L._Gomez_(Cardiff),_Florian_Kirchschlager_(Ghent_U_&_UCL),_Loretta_Dunne_(Cardiff) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06291 |
赤外線天文学用成層圏天文台(SOFIA)に搭載された高解像度空中広帯域カメラプラス(HAWC+)機器を使用して、若い超新星残骸(SNR)CasAの偏光観測を提示します。154ミクロンでの分極マップは、強い分極率(5～30パーセント)を持つダスト粒子を明らかにし、850ミクロンで残骸のより小さな領域で行われた以前の測定をサポートしています。154ミクロンの放射と偏光信号は、南東の殻と衝撃を受けていない中央噴出物で観察された冷たい塵の領域と一致しています。高度に偏光した遠赤外線放射は、粒子が大きく(0.14ミクロンを超える)、ケイ酸塩が優勢であることを意味します。偏光レベルはSNR全体で変化し、偏光度と強度の間に逆相関があり、より明るいSNR放射の偏光角分散が小さくなります。明るい構造の間でより強い偏光が検出されます。これは、ガス密度が高いところでは、ガスとダストの衝突率が高くなり、粒子の整列効率が低下することに起因する可能性があります。ダスト放出を使用して、Davis-Chandrasekhar-Fermi法を使用してCasAの磁場強度を推定します。高い分極レベルは、粒子が非常に細長く、SNRの磁場と強く整列していることの直接的な証拠です。分極領域からのダストの質量は0.14+-0.04Msunであり、CasAの噴出物内に存在するダストの量の下限です。赤方偏移銀河。
| Title |
Fermionic_Dark_Matter:_Physics,_Astrophysics,_and_Cosmology |
| Authors |
C._R._Argu\"uelles,_E._A._Becerra-Vergara,_J._A._Rueda,_R._Ruffini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06329 |
暗黒物質(DM)の性質は、現代の天体物理学において最も重要な問題の1つです。我々は、主に中性フェルミオンのミクロ物理学と銀河ハローのマクロ物理構造との間の相互関係に焦点を当て、DM粒子の可能なフェルミオン量子的性質を調査する最近の結果の簡単な概要を提示します。非線形宇宙レジーム。銀河におけるフェルミ粒子DMの一般相対論的Ruffini-Arg\"uelles-Rueda(RAR)モデル、その天の川への応用、銀河中心が超大質量ブラックホール(SMBH)の代わりにDMコアを持っている可能性について議論します。歳差運動を含むS2の軌道の詳細な分析によるSクラスター恒星軌道、他の銀河タイプ(矮星、楕円、大楕円、銀河団)へのRARモデルの適用、および普遍的な銀河関係。フェルミ粒子の質量に最も関連するモデルパラメータの制約について.また、RARモデルのフェルミオンを素粒子物理学のDM候補、自己相互作用、および銀河観測量の制約と結び付けます.RARモデルによって予測されるコアハロー銀河構造の形成と安定性最後に、重力レンズ効果、動的摩擦、およびSMBHの形成がどのようにDMの性質を調べることができるかについて簡単に説明します。
| Title |
Direct_observations_of_the_atomic-molecular_phase_transition_in_the_Milky_Way's_nuclear_wind |
| Authors |
Karlie_A._Noon,_Mark_R._Krumholz,_Enrico_M._Di_Teodoro,_Naomi_M._McClure-Griffiths,_Felix_J._Lockman,_and_Lucia_Armillotta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06356 |
何百もの高速原子ガス雲が銀河中心の上下に存在し、分子成分を含むものもあります。しかし、天の川の風によるこれらの雲の起源は不明です。この論文は、3つの原子ガス雲の新しい高解像度MeerKAT観測を提示し、$\sim1$pcスケールでの原子相と分子相の関係を研究しています。雲の原子水素柱密度$N_{\mathrm{HI}}$は$\mbox{few}\times10^{20}$cm$^{-2}$未満ですが、2つの雲それにもかかわらず、銀河の中心に最も近い場所では検出可能なCO排出量があります。これは、H$_{2}$が典型的な銀河の星間物質よりも少なくとも10分の1低い$N_{\mathrm{HI}}$のレベルで存在することを意味します。銀河の中心に最も近い雲の場合、$N_{\mathrm{HI}}$と検出可能なCO排出量が含まれる確率との間にはほとんど相関関係がありません。対照的に、中間の雲の場合、検出可能なCOは$N_{\mathrm{HI}}$の最高値に大きく偏っています。銀河中心から最も離れた雲には、同様の$N_{\mathrm{HI}}$値で検出可能なCOがありません。さらに、検出可能なCOを含む2つの雲は、原子遮蔽層の深さを考えると、化学平衡状態にあるには分子が豊富すぎることがわかります。銀河風が一掃され、それが銀河から流れ去るにつれて原子状水素に解離しています。このタイプのエントレインされた分子物質は、光解離する前に$\sim\mathrm{few}-10$Myrの寿命を持つと推定されます。
Gaia-ESOサーベイによる中性子捕獲元素の起源：天の川銀河全体のsプロセスおよびrプロセス元素の進化
| Title |
Origin_of_neutron_capture_elements_with_the_Gaia-ESO_survey:_the_evolution_of_s-_and_r-process_elements_across_the_Milky_Way |
| Authors |
Marta_Molero,_Laura_Magrini,_Francesca_Matteucci,_Donatella_Romano,_Marco_Palla,_Gabriele_Cescutti,_Carlos_Viscasillas_V\'azquez,_Emanuele_Spitoni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06452 |
銀河の薄い円盤におけるsプロセス元素（Y、Zr、Ba、La、Ce）、rプロセス元素（Eu）、混合プロセス元素（Mo、Nd、Pr）の存在量パターンと半径方向勾配を研究します最先端の元素合成処方を用いた、天の川の詳細な2段階化学進化モデルによる。中性子星合体(MNS)、磁気回転超新星(MR-SNe)からのrプロセス元素合成、および低質量星と中質量星(LIMS)および回転大質量星からのsプロセス合成を考察します。私たちのモデルの予測は、Gaia-ESOサーベイの6回目のデータリリースからのデータと比較されます。このデータから、年齢が0.1Gyrを超える62個の散開星団と1300個の天の川円盤フィールドスターが考慮されます。結論:i)[Eu/Fe]対[Fe/H]は、プロンプトソースと遅延ソースの両方で再現されますが、クイックソースがEu生成を完全に支配します。ii)大質量星の回転は、最初のピークのsプロセス要素に大きく寄与しますが、観測を再現するにはMNSとMR-SNeが必要です。iii)採用された収量により、モデルはPrを過大予測し、Ndを過小予測しますが、[Mo/Fe]対[Fe/H]はうまく再現されています。放射状勾配については、次のように結論付けています。i)[Fe/H]勾配の予測された勾配は、Gaia-ESOおよびその他の高解像度分光調査によって散開星団で観察されたものと一致しています。ii)[Eu/H]放射状勾配の予測された勾配は、Euの生成の速さに関係なく、観測された勾配よりも急です。異なる銀河形成シナリオと星の放射状移動効果の両方の観点から、この不一致の考えられる原因について説明します。iii)2番目のsプロセスピーク(Ba、La、Ce)に属するすべての元素とPrについて、低ガラクトセントリック距離でプラトーを予測します。これはおそらく、内部領域でのLIMSからの濃縮の強化によるものです.
水の放出による星形成率の推定
(要約)星形成率(SFR)は、銀河における星形成プロセスを定量的に表しています。この割合を調整する現在の方法では、通常、星の集団の低質量端を説明する観測方法を採用していません。銀河の星形成領域内の原始星の活動の大部分にアクセスするには、進行中の星形成の道しるべをたどることによって達成できます。そのような道しるべの1つは分子放出で明るい分子流出です。原始星からの流出放出をSFRのトレーサーとして利用することを提案します。この作業では、銀河の星形成からの分子放出をSFRと関連付けるために使用できる、箱の中の銀河モデルの新しいバージョンを紹介します。距離に依存しない方法で、988GHzで予測されたpara-H2O放出と、LFIR=$10^8$-$10^{11}$L$_\odot$の銀河の対応するSFRを測定し、それらを観測からの予測と比較しました。.星形成効率、自由落下時間の倍率、および初期質量関数を変化させて、得られた結果を評価しました。選択されたH2O遷移については、現在の銀河観測と星形成特性に依存しており、特にスターバーストのような構成では、SFRを過大評価している一方で、総銀河放出を過小評価しています。箱の中の銀河モデルの現在のバージョンは、限られた数のプロセスと構成を説明しています。つまり、渦巻銀河の巨大な若いクラスターで進行中の星形成に焦点を当てています。したがって、排出量を過小評価し、SFRを過大評価する推定結果は驚くべきことではありません。既知の排出源はモデルに含まれていません。結果を改善するために、モデルの次のバージョンには、銀河の生態系全体と、放出に寄与する他のプロセスのより詳細な処理を含める必要があります。
天の川銀河の矮小球状銀河の近心距離と暗黒物質密度の逆相関について
| Title |
On_the_anti-correlation_between_pericentric_distance_and_inner_dark_matter_density_of_Milky_Way's_dwarf_spheroidal_galaxies |
| Authors |
Salvador_Cardona-Barrero_and_Giuseppina_Battaglia_and_Carlo_Nipoti_and_Arianna_Di_Cintio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06611 |
暗黒物質のハローの中心密度($\rho_{150,\{\rmDM}}$)と天の川(MW)の矮小楕円体の近心距離($r_{p}$)の間の逆相関銀河(dSphs)が文献で報告されています。しかし、そのような反相関の存在と起源については議論の余地があり、1つの可能性は、最も密度の高いdSphだけが、銀河の中心に向かって潮汐場を生き残ることができるということです。この作業では、そのような反相関の統計的有意性を定量化することに特に重点を置き、利用可能な文献データを使用して、MW重力ポテンシャルのさまざまな仮定の下での堅牢性を調査し、$\rho_{150}のさまざまな導出を行います。$と$r_{p}$。MWが孤立しており、低い($8.8\times10^{11}\,M_{\odot}$)ハローと高い($1.6\times10^{12}\,M_{\odot}$)ハローを持つモデルを検討します。質量、およびMWのポテンシャルが大マゼラン雲(LMC)の落下によって摂動される構成。データは一般に、dSphの中心DM密度が中心半径の関数として減少するモデルをサポートしていますが、この反相関は$\sim$12$\%$の$\sim$12$\%$$\rho_{150}$と$r_{p}$の組み合わせを調べました。さらに、MWへのLMCの落下の影響を含めると、MWが分離されているモデルに関して、この反相関が弱まるか、洗い流されることさえあります。私たちの結果は、そのような反相関の強さと存在はまだ議論の余地があることを示唆しています.バリオン物理学とさまざまなDMフレーバーを含む高解像度シミュレーションでそれを調査することは、その出現を理解するのに役立ちます.
重力レンズによる爆発的な過渡現象の発見に向けて: Planck-SZ2 からの巨大な銀河団で最も明るい銀河
| Title |
Towards_discovery_of_gravitationally_lensed_explosive_transients:_the_brightest_galaxies_in_massive_galaxy_clusters_from_Planck-SZ2 |
| Authors |
Joshua_C._Smith,_Dan_Ryczanowski,_Matteo_Bianconi,_Denisa_Cristescu,_Sivani_Harisankar,_Saskia_Hawkins,_Megan_L._James,_Evan_J._Ridley,_Simon_Wooding,_Graham_P._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06624 |
Planck-SZ2銀河団カタログをVISTAHemisphereSurveyからの銀河の近赤外光度測定と組み合わせて、$z>0.1$の赤方偏移で南の空にある306の大質量銀河団で候補の最も明るい銀河団銀河(BCG)を特定します。これらのクラスターの91%には、Planckコラボレーションによって引用されたクラスターセンターの95%信頼区間内に少なくとも1つの候補BCGがあることがわかり、分析が統計的に互換性があることを再確認し、92%がマニュアルに従って合理的な候補であることがわかります。検査。クラスターコアの多波長研究に関心のある同僚や、ヴェラC.ルービン天文台による空間と時間のレガシーサーベイを含む今後の調査での重力レンズによる爆発的な過渡現象の検索を支援するために、カタログを公開しています。
レミングス。 Ⅵ．核活動を活動銀河と非活動銀河のバルジ特性に結び付ける：電波スケーリング関係と銀河環境
| Title |
LeMMINGs._VI._Connecting_nuclear_activity_to_bulge_properties_of_active_and_inactive_galaxies:_radio_scaling_relations_and_galaxy_environment |
| Authors |
B._T._Dullo,_J._H._Knapen,_R._J._Beswick,_R._D._Baldi,_D._R._A._Williams,_I._M._McHardy,_D._A._Green,_A._Gil_de_Paz,_S._Aalto,_A._Alberdi,_M._K._Argo,_H.-R._Kl\"ockner,_I._M._Mutie,_D._J._Saikia,_P._Saikia,_I._R._Stevens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06642 |
多波長研究は、核活動とバルジ特性が密接に関連していることを示していますが、詳細は不明のままです。これをさらに研究するために、$Hubble~Space~Telescope$のバルジ構造と測光特性を、173個の「活動」銀河(LINERとSeyferts)および「活動していない」銀河(HIIおよび吸収線銀河、ALG)。私たちのサンプルをアクティブと非アクティブに分けると、それらは明確な(ラジオコア光度)$-$(バルジ質量)、L_R、コア-M_*、バルジ、関係を定義し、M_*、バルジ~10^(9.8+-0.3)M_sun(超大質量ブラックホール質量M_BH~10^(6.8+-0.3)M_sun)。これは、より大規模なバルジでのAGN支配の核電波放射から、主に低質量バルジでの恒星プロセスによって駆動されるものへの移行を示します。私たちの10/173のふくらみのない銀河のどれも、AGNをホストしていません。AGNの割合は、f_optical_AGN$\propto$M_*,bulge^(0.24+-0.06)およびf_radio_AGN$\propto$M_*,bulge^(0.24+-0.05)のようにM_*,bulgeの増加とともに増加します。M_*,bulge~10^8.5と10^11.3M_sunの間で、f_optical_AGNは15±4から80±5パーセントまで着実に上昇します。固定バルジ質量では、ラジオラウドネス、核放射能、および(光学およびラジオ)AGN画分が環境に依存しないことがわかります。電波の大きい宿主は、電波の静かな宿主よりも優先的に初期型の形態を持っていますが、バルジの内対数プロファイルの傾きに関する結果は決定的ではありません。最後に、近くの銀河の核電波放射の潜在的な意味を含め、AGNトリガープロセスを決定する際のバルジ質量の重要性について説明します。
$z_\mathrm{spec}=8.61-13.20$ にある 25 個の銀河から得られた UV
光度関数と宇宙星形成史に関する純粋な分光学的制約を JWST/NIRSpec で確認
| Title |
Pure_Spectroscopic_Constraints_on_UV_Luminosity_Functions_and_Cosmic_Star_Formation_History_From_25_Galaxies_at_$z_\mathrm{spec}=8.61-13.20$_Confirmed_with_JWST/NIRSpec |
| Authors |
Yuichi_Harikane,_Kimihiko_Nakajima,_Masami_Ouchi,_Hiroya_Umeda,_Yuki_Isobe,_Yoshiaki_Ono,_Yi_Xu,_and_Yechi_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06658 |
$z_\mathrm{spec}=8.61-13.20$にある25の銀河からのUV光度関数と宇宙星形成率(SFR)密度に対する純粋な分光学的制約を提示します。ERO、ERS、GO、DDTの複数のプログラムで取得したJWST/NIRSpecスペクトルを解析手法で縮小することにより、新しい赤方偏移の決定を含む$z_\mathrm{spec}=8.61-11.40$で16の銀河を個別に確認し、$z_\mathrm{spec}=4.91$の明るい侵入者で、z~16の測光候補として主張されました。文献にある$z_\mathrm{spec}=13.20$までの赤方偏移の9つの銀河と合わせて、分光学的に確認された合計25の銀河のサンプルを作成し、UV光度関数の最良の推定値と下限を慎重に導き出しました。これらのUV光度関数の制約は、不確実性の範囲内で以前の測光推定と一致しており、急速な進化のいくつかの理論モデルとの緊張を示すz〜12への穏やかな赤方偏移の進化を示しています。これらの分光学的制約により、宇宙SFR密度の確固たる下限を取得し、一定の星形成効率モデルを超えてz~12で高いSFR密度を分光学的に確認しました。これは、測光研究からの以前の主張を裏付けています。明るい侵入者の除去により、$\Lambda$CDMモデルに違反する非常に大きな恒星質量を持つ銀河は分光学的に確認されていませんが、$z_\mathrm{spec}=11-13$で星形成銀河を確認しています。モデルの予測よりもはるかに高い星の質量。私たちの結果は、高い星形成効率(>5%)、隠されたAGN、上部に重い初期質量関数(おそらくPop-IIIを使用)、および大きな散乱/分散の可能性を示しています。これらの成功および失敗した分光法の結果を基に、将来のJWSTプログラムのために低赤方偏移の侵入者を効率的に除去するための観測戦略を提案します。
星形成の引き金とガスダイナミクスの駆動における前世代の星の役割
| Title |
The_role_of_previous_generations_of_stars_in_triggering_star_formation_and_driving_gas_dynamics |
| Authors |
Nicholas_P._Herrington,_Clare_L._Dobbs_and_Thomas_J._R._Bending |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06659 |
光イオン化と超新星フィードックを含む亜銀河領域の流体力学および磁気流体力学(MHD)シミュレーションを提示します。星の初期集団を含めることにより、領域抽出モデルの初期条件を改善することを目指しています。また、シミュレーションで領域を抽出することの信頼性を調査し、領域を適切に選択すると、シミュレーションの期間中、より大きな領域を使用した場合と同等の結果が得られることを示しています。分子雲スケールでの星形成のシミュレーションは通常、ガスの乱流雲から始まり、そこから星が形成され、フィードバックを受けます。実際には、銀河内の典型的な雲または領域には、フィードバックを受けている大質量星を含む星の集団がすでに含まれているか、その近くに存在している可能性があります。事前集団の主な役割は、星形成の引き金となり、ガスのダイナミクスに寄与することです。初期集団からの初期の超新星は、新しい星の形成を引き起こし、100pcを超える大規模なガス運動を駆動するのに重要ですが、初期集団の多くのメンバーが周りのガスを一掃したため、初期集団からの電離フィードバックの寄与はあまり影響しません。それらは前のモデルで。ただし、全体的な星形成率に関しては、初期集団の影響は比較的小さく、フィードバックはたとえばその後の星形成を抑制しません。MHDは初期条件よりも比較的大きな影響を及ぼし、後の時点で星形成率を3分の1に減少させることがわかりました。
ガイア データ リリース 3 赤色巨星ブランチの先端のビュー 光度
赤色巨星の枝(TRGB)の先端は、ハッブル定数の決定を改善するために使用できる標準的なろうそくです。$Gaia$DataRelease3(DR3)は、天の川のフィールドスターの低解像度BP/RPスペクトルから構築された合成測光を提供します。これは、TRGBが存在するJohnson-CousinsIバンドのTRGBの光度を直接較正するために使用できます。金属への感受性が最も低い。フィールドスターと$Gaia$合成測光法と視差を使用した2次元最尤アルゴリズムを使用して、TRGB光度を調整します。高コントラストおよび低コントラストブレーク(コントラストパラメーター$R$の値またはブレーク$\beta$の大きさによって特徴付けられる)の場合、$M^{TRGB}_I$=$-4.02$およびそれぞれ$-3.92$mag、または$-3.970$の中点$^{+0.042}_{-0.024}$(sys)$\pm$$0.062$(stat)mag.この測定は、LiらのTRGB測定を改善します。(2022)$Gaia$DR3に基づくより高精度の測光により、光度関数の2つの追加の自由パラメーターを制約できるようになります。また、$Gaia$DR3合成測光法を使用して$\omega$ケンタウリのTRGB光度を較正する可能性も調査しましたが、クラスターメンバー測光の内部領域内でブレンドが発生し、$Gaia$DR3測光法による正確な較正を妨げる証拠が見つかりました。代わりに、Stetsonetal.で説明されているデータベースの最新バージョンからの地上測光法を使用して、$\omega$ケンタウリの$m^{TRGB}_I$=$9.82\pm0.04$magの更新されたTRGB測定値を提供します。(2019)、コンセンサスからの$Gaia$EDR3視差距離に関連付けると、$M^{TRGB}_I$=$-3.97$$\pm$$0.04$(stat)$\pm$0.10(sys)magが得られます。Vasiliev&Baumgardt(2021)、Soltisetal.(2021)、Ma\'{i}zApell\'{a}nizetal.（2022a）。
2温度降着円盤コロナの局所モデル。 I. 構造、流出、およびエネルギー論
| Title |
Local_models_of_two-temperature_accretion_disc_coronae._I._Structure,_outflows,_and_energetics |
| Authors |
Christopher_J._Bambic,_Eliot_Quataert_and_Matthew_W._Kunz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06067 |
局所的な成層シアリングボックスシミュレーションを使用して、放射効率の高い降着流におけるコロナの熱構造に対する2温度熱力学の影響を解明します。コロナプラズマを等温流体として扱うのではなく、イオンから急速冷却レプトンへのエネルギーの衝突伝達をモデル化する単純なパラメータ化された冷却関数を使用します。2温度モデルは自然に温度反転を形成し、高温で磁力が優勢なコロナが低温ディスクを取り囲んでいます。正味垂直フラックス(NF)磁場を使用したシミュレーションは、地球規模のシステムでの降着を促進する強力な磁気遠心風を発生させます。流出速度は、類似の等温シミュレーションよりもボックスの高さが高くなるにつれて、はるかによく収束します。これは、2温度コロナへの風が十分に強く、薄い円盤を蒸発させ、いくつかの条件下で放射効率の低い降着流を形成する可能性があることを示唆しています。広い密度と温度分布を持つコロナの多相構造の証拠を見つけ、多相コロナの形成基準を提案します。ディスクの表層での冷却の割合は、正味フラックスがゼロの構成と比較して、NF場の場合の方が大幅に大きく、中程度のNFシミュレーションでは、中立面の2つのスケール高を超える流れの全光度の${\gtrsim}30$パーセントを放射します。.私たちの研究は、NF場が明るいセイファート銀河とクエーサーのコロナに効率的に電力を供給する可能性があることを示しており、NF場で利用可能な加熱メカニズムと、放射と2温度熱力学との相互作用の将来の研究に対する説得力のある動機を提供します。
グラショー共鳴による高エネルギー天体物理ニュートリノ発生源でのニュートリノ生成の調査
| Title |
Probing_neutrino_production_in_high-energy_astrophysical_neutrino_sources_with_the_Glashow_Resonance |
| Authors |
Qinrui_Liu,_Ningqiang_Song,_Aaron_C._Vincent |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06068 |
高エネルギーニュートリノのフレーバー組成は、その誕生に関する重要な情報を伝えます。ただし、2つの最も一般的な生成シナリオ、$pp$(ハドロ核)プロセスと$p\gamma$(光ハドロン)プロセスでは、ニュートリノと反ニュートリノを区別できない場合、同じフレーバー比が得られます。グラショー共鳴相互作用$\bar{\nu}_e+e^-\rightarrowW^-$は、反ニュートリノの寄与を全拡散ニュートリノフラックスから区別するためのウィンドウになり、この縮退を解除します。$\bar{\nu}_e$フラックスの一部を現在のIceCubeデータで測定する際にグラショー共鳴イベントの力を調べ、世界中で計画されているチェレンコフニュートリノ望遠鏡の露出の組み合わせに基づいて予測感度を生成します。$pp$と$p\gamma$は、スペクトルに関する悲観的な仮定があっても、イベントごとの分析とより保守的な統計分析の両方で、次の数十年で2$\sigma$有意水準で区別できることがわかります。天体物理フラックスの指数。最後に、混合生産メカニズムに対する将来の実験の感度を検討します。
ハード状態からソフト状態への旅: QPO は 2021 年の GX 339-4 の爆発でどのように進化するか?
| Title |
A_journey_from_the_hard_to_the_soft_state:_How_do_QPOs_evolve_in_the_2021_outburst_of_GX_339-4? |
| Authors |
H._Stiele_and_A.K.H._Kong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06077 |
2021年の爆発中にソースがハード状態からソフト状態に遷移したときの、ブラックホールのトランジェントGX339-4の5つのNICER観測のスナップショットを調査しました。パワー密度スペクトルを使用した振動(QPO)およびノイズ成分。さらに、2keVの上下で計数率を比較して硬度比を導き出しました。ハード状態からソフト状態への進化は、やや不規則なプロセスであり、トップフラットノイズが支配的で、タイプCのQPOを示す状態間のいくつかの遷移を示しています。レッドノイズが支配的で、タイプBのQPOを示す可能性があるもの。調査したパラメーターから、硬度比と観察されたQPOのタイプとの間に強い相関関係があることがわかりました。これは、タイプBQPOの出現が、変化したスペクトル特性にも反映される系の降着ジオメトリの変化に関連していることを意味します。また、ソースがハード中間状態から出てくるか、ハード中間状態になると、タイプBQPOが幅広いピーク機能から形成または崩壊することも観察しました。これは、この機能を作成するプロセスに強力なデコヒーレンスがあることを意味します。
PRIMOで再構成したM87ブラックホールの画像
2017年のデータセットからのM87ブラックホールのイベントホライズンテレスコープ（EHT）画像の新しい再構成を提示します。PRIMOは、ブラックホールの降着の忠実度の高いシミュレーションをトレーニングセットとして使用する新しい辞書学習ベースのアルゴリズムです。干渉データの空間の異なる領域間の相関関係を学習することにより、このアプローチにより、まばらなカバレッジが存在する場合でも忠実度の高い画像を回復し、EHTアレイの公称解像度に到達できます。ブラックホールの画像は、直径$41.5\pm0.6\,\mu$asの薄い明るいリングで構成されており、分数の幅は以前に報告されたものよりも少なくとも2分の1です。この改善は、EHT画像に基づいてM87の中心ブラックホールの質量を測定する上で重要な意味を持ちます。
| Title |
NuSTAR_Observations_of_Candidate_Subparsec_Supermassive_Black_Holes |
| Authors |
M._Lynne_Saade,_Murray_Brightman,_Daniel_Stern,_Thomas_Connor,_S.G._Djorgovski,_Daniel_J._D'Orazio,_K.E.S._Ford,_Matthew_J._Graham,_Zolt\'an_Haiman,_Hyunsung_D._Jun,_Elias_Kammoun,_Ralph_P._Kraft,_Barry_McKernan,_Alexei_Vikhlinin,_Dominic_J._Walton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06144 |
光学的光度曲線の明らかな周期性に基づいて、CatalinaReal-TimeTransientSurveyでサブパーセク連星超大質量ブラックホール(SMBH)システムの候補として特定された3つのAGNのNuSTARX線観測の分析を提示します。シミュレーションでは、近接分離降着SMBH連星は、単一降着SMBHとは異なるX線スペクトルを持つことが予測されています。以前にチャンドラでこれらのAGNを観察しましたが、低エネルギーX線特性とより大きなAGN集団との間に違いは見られませんでした。しかし、一部のモデルでは、チャンドラが調査したエネルギーよりも高いエネルギーで違いがより顕著になると予測しています。NuSTARによってプローブされたより高いエネルギーでも、これらのAGNのスペクトルは、より大きなAGN集団と区別できないことがわかります。これにより、NuSTARバンドのX線スペクトルの大きな違いを予測するモデルが除外される可能性があります。あるいは、これら3つのAGNがバイナリSMBHではないことを意味する場合もあります。
| Title |
Early-Time_Ultraviolet_and_Optical_Hubble_Space_Telescope_Spectroscopy_of_the_Type_II_Supernova_2022wsp |
| Authors |
Sergiy_S._Vasylyev,_Christian_Vogl,_Yi_Yang,_Alexei_V._Filippenko,_Thomas_G._Brink,_Peter_J._Brown,_Thomas_Matheson,_Avishay_Gal-Yam,_Paolo_A._Mazzali,_Thomas_de_Jaeger,_Kishore_C._Patra,_Gabrielle_E._Stewart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06147 |
ハッブル宇宙望遠鏡(HST)/STISによって、爆発の約10日後および20日後に取得された、近くにある若いタイプII超新星(SN)2022wspの初期の紫外(UV)および光学分光法を報告します。SN2022wspUVスペクトルは、最近研究されたタイプIIPSN2021yjaを含む、よく観測されている他のタイプII/IIPSNeのスペクトルと比較されます。両方のSNeは、初期段階で急速な冷却と同様の進化を示し、SNeIIの間で共通の動作を示します。TARDISコードを使用したSN2022wspのスペクトルの放射伝達モデリングは、噴出物の外層の急峻な半径方向密度プロファイル、超太陽金属量、およびE(B-V)=0.35magの比較的高い全吸光度を示しています。モデリングから導き出された光球速度と温度の初期の進化は、以前に研究された他のケースから観察された挙動と一致しています。スペクトル内の水素バルマー線の強い抑制は、既存の星周環境との相互作用が早い時期に発生している可能性があることを示唆しています。SN2022wspスペクトルでは、MgIIPシグニプロファイルの吸収成分は、+10日目に二重谷の特徴を示し、+20日までに消失します。形状は、パラメーターを微調整しなくてもモデルによってよく再現されており、二次的な青方への落ち込みがSN噴出物に由来する金属遷移であることを示唆しています。
複数の磁気ループによるブラックホール降着流の 2 温度 GRMHD シミュレーション
| Title |
Two-Temperature_GRMHD_Simulations_of_Black_Hole_Accretion_Flows_with_Multiple_Magnetic_Loops |
| Authors |
Hong-Xuan_Jiang,_Yosuke_Mizuno,_Christian_M._Fromm_and_Antonios_Nathanail |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06230 |
さまざまなサイズとポロイダル磁気ループ極性を持つトーラスから開始された磁化降着流の一連の2次元2温度一般相対論的磁気流体シミュレーションを実行しました。これらの2つの温度シミュレーションでは、ほとんどの場合、これらの電子はプラズモイドにトラップされ、乱流と再結合によって電子が加熱されるプロセスを追跡します。降着プロセスは、磁気ループのサイズに強く依存することがわかりました。降着流は、小さなループの場合、磁気的に停止した(MAD)領域に到達することはありません。異なる極性を持つ磁場間の相互作用は散逸し、磁気回転不安定性の効率を低下させます。ループの波長に依存するため、ループサイズの下限が決まります。大きなループの場合、準定常期に達した後、標準および通常の進化(SANE)フローからMADフローへの移行が観察されます。降着状態の遷移と遷移時間は初期ループ波長に依存します。プラズモイドの形成は、磁気ループのサイズに強く依存します。磁気ループ間の頻繁な磁気再接続は、ほとんどのプラズモイドの形成に関与しています。一部のプラズモイドでは、ケルビン・ヘルムホルツ不安定性とテアリング不安定性が共存しており、プラズモイド形成の別のチャネルを示しています。シミュレーションは、プラズモイド内の電子が乱流と磁気リコネクションによって十分に加熱されていることを示しています。さまざまな磁場構成でのプラズモイド形成のさまざまな特性は、SgrA*のフレア活動と電子熱力学を理解するための新しい洞察を提供します。
高エネルギーガンマ線天体物理学におけるTeV時代へのHAWC天文台の貢献：TeV-Halosの場合
| Title |
A_Contribution_of_the_HAWC_Observatory_to_the_TeV_era_in_the_High_Energy_Gamma-Ray_Astrophysics:_The_case_of_the_TeV-Halos |
| Authors |
Ramiro_Torres-Escobedo,_Hao_Zhou,_Eduardo_de_la_Fuente,_A.U._Abeysekara,_A._Albert,_R._Alfaro,_C._Alvarez,_J.D._\'Alvarez,_J.R._Angeles_Camacho,_J.C._Arteaga-Vel\'azquez,_K._P._Arunbabu,_D._Avila_Rojas,_H.A._Ayala_Solares,_R._Babu,_V._Baghmanyan,_A.S._Barber,_J._Becerra_Gonzalez,_E._Belmont-Moreno,_S.Y._BenZvi,_D._Berley,_C._Brisbois,_K.S._Caballero-Mora,_T._Capistr\'an,_A._Carrami\~nana,_S._Casanova,_O._Chaparro-Amaro,_U._Cotti,_J._Cotzomi,_S._Couti\~no_de_Le\'on,_C._de_Le\'on,_L._Diaz-Cruz,_R._Diaz_Hernandez,_J.C._D\'iaz-V\'elez,_B.L._Dingus,_M._Durocher,_M.A._DuVernois,_R.W._Ellsworth,_K._Engel,_C._Espinoza,_K.L._Fan,_K._Fang,_M._Fern\'andez_Alonso,_B._Fick,_H._Fleischhack,_J.L._Flores,_N.I._Fraija,_D._Garcia,_J.A._Garc\'ia-Gonz\'alez,_G._Garc\'ia-Torales,_F._Garfias,_G._Giacinti,_H._Goksu,_et_al._(81_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06271 |
高高度水\v{C}erenkov(HAWC)天文台のTeV天体物理学への発見と関連する貢献として、TeV-Halos天体の概要を簡単に説明します。2017年の最初の研究よりも新しい詳細な分析を通じて、歴史、発見、知識、そして次のステップについて議論します.TeV-Halosは、地球で観測された局所的な陽電子過剰の問題の解決に貢献します.後者を明らかにするには、拡散プロセスを理解することが必須です。
バイナリパルサーPSR J1528-3146の質量に関する電波タイミングの制約
| Title |
Radio_timing_constraints_on_the_mass_of_the_binary_pulsar_PSR_J1528-3146 |
| Authors |
A._Berthereau,_L._Guillemot,_P._C._C._Freire,_M._Kramer,_V._Venkatraman_Krishnan,_I._Cognard,_G._Theureau,_M._Bailes,_M._C._i_Bernadich,_M._E._Lower |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06578 |
PSRJ1528-3146は、重い白色矮星(WD)の伴星を周回する60.8ミリ秒のパルサーで、公転周期は3.18dです。この研究の目的は、ほぼ20年にわたってParkes、MeerKAT、およびNan\c{c}ay電波望遠鏡で実施されたタイミング測定を分析することにより、パルサーの天文、スピン、および軌道パラメータを特徴付けることにありました。パルサーの軌道に対するポストケプラー摂動の測定は、連星を構成する2つの星の質量を制限するために使用でき、系の歴史を知ることができます。Parkes、MeerKAT、およびNan\c{c}ay電波望遠鏡から$\sim$16年間にわたって収集されたタイミングデータを分析し、PSRJ1528-3146の正確な回転天体暦を取得しました。タイミングデータのベイジアン解析を実行して、2つのコンポーネントの質量と軌道の方向を制約しました。さらに、スピン軸に対する磁気軸と視線の方向を制約するために、パルサーの分極特性を分析しました。初めてペリアストロンの有意な前進率を測定し、システム内のシャピロ遅延と、パルサー軌道の投影半長軸の変化率に制約を課しました。ベイジアン解析により、それぞれ$M_p=1.61_{-0.13}^{+0.14}$M$_\odot$および$M_c=1.33_{-0.07}^{+0.08}$のパルサーおよびコンパニオン質量の測定値が得られましたM$_\odot$(68\%C.L.)、コンパニオンが実際に巨大であることを確認します。このコンパニオン質量とPSRJ1528$-$3146の他の特性により、このパルサーはPSRJ2222-0137と非常によく似ています。WDを周回する32.8msのパルサーで、その重い質量($\sim1.32$M$_\odot$)は独特でした。これまでのパルサーWDシステムの中で。したがって、私たちの測定は、PSRJ1528-3146およびJ2222-0137の一般的な進化シナリオを示唆しています。
GRB 211211A のようなイベントと重力波がその起源をどのように伝えるか
| Title |
GRB_211211A-like_Events_and_How_Gravitational_Waves_May_Tell_Their_Origin |
| Authors |
Yi-Han_Iris_Yin,_Bin-Bin_Zhang,_Hui_Sun,_Jun_Yang,_Yacheng_Kang,_Lijing_Shao,_Yu-Han_Yang,_Bing_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06581 |
GRB211211Aは非常に長い持続時間を持つまれなバーストですが、その際立ったキロノバの関連性は、この特異なバーストがコンパクトな連星の合体の結果であったという説得力のある証拠を提供します。しかし、それらが中性子星のペア、中性子星とブラックホールの系、または中性子星と白色矮星系のいずれであろうと、合体する天体の正確な性質は未解決のままです。この手紙では、この事象の希少性と、現在および次世代の重力波検出器を使用してさまざまなタイプの連星系を区別する可能性について詳しく説明します。私たちの調査では、GRB211211A-のイベントレート密度が$\gtrsim5.67^{+13.04}_{-4.69}\times10^{-3}\\rmGpc^{-3}yr^{-1}$であることを明らかにしました。GRBのように、典型的なロングおよびショートGRB集団よりも大幅に小さい。さらに、GRB211211Aの起源が中性子星とブラックホールの合体の結果である場合、LIGO-Virgo-KAGRAで設計された感度を考慮すると、有意な信号対雑音比で検出可能であると計算しました。一方、中性子星-白色矮星連星もデシヘルツの吸気相でかなりの信号対雑音比を生成し、次世代の衛星搭載検出器DECIGOおよびBBOによって検出可能です。ただし、LISA、Taiji、TianQinなどのミリヘルツの宇宙搭載検出器でこのタイプのシステムを検出するには、イベントが非常に近く、距離が約3Mpc以下である必要があります。
補間されたキロノバ スペクトル モデル: AT2017gfo スペクトルのフィッティングにおける現象学的な青色成分の必要性
| Title |
Interpolated_kilonova_spectra_models:_necessity_for_a_phenomenological,_blue_component_in_the_fitting_of_AT2017gfo_spectra |
| Authors |
Marko_Ristic,_Richard_O'Shaughnessy,_V._Ashley_Villar,_Ryan_T._Wollaeger,_Oleg_Korobkin,_Chris_L._Fryer,_Christopher_J._Fontes,_Atul_Kedia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06699 |
この作業では、広く利用可能なライブラリで実装されている従来の補間手法(ランダムフォレスト)に基づいて、分光時系列の単純な補間方法を提示します。シミュレーションの既存のライブラリがトレーニングに十分であることを実証し、さまざまな噴出物パラメーター、合併後の時間、視野角の入力に敏感に反応する補間スペクトルを生成します。補間スペクトルをAT2017gfoスペクトルデータと比較し、広帯域光曲線を使用して以前の推論に類似したパラメーターを見つけます。ただし、スペクトル観測には、モデルに比べて有意な体系的な短波長残差があり、既存のフレームワークでは説明できません。以前の研究と同様に、追加の青色成分が必要であると主張します。$M_{\rmth}=0.003~M_\odot$,$v_{\rmth}=0.05$c,そして$\kappa_{\rmth}=1$cm$^2$/g.放射伝達シミュレーションの一部として含めると、3番目のコンポーネントの選択により、青色光子がより低いエネルギーに再処理され、逆の効果が得られ、シミュレーションでの青色不足光度の不均衡がさらに強調されます。そのため、後で追加の放射性加熱コンポーネントを使用して短波長の赤字を克服することはできず、より洗練されたモデリング処理が必要であることを示しています。
成長する痛み: 重力波天文学の階層ベイジアン推論に対する尤度の不確実性の影響を理解する
| Title |
Growing_Pains:_Understanding_the_Impact_of_Likelihood_Uncertainty_on_Hierarchical_Bayesian_Inference_for_Gravitational-Wave_Astronomy |
| Authors |
Colm_Talbot_and_Jacob_Golomb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06138 |
コンパクト連星の合体によって放出される重力波の観測は、恒星の天体物理学、宇宙論、および基礎物理学に関する興味をそそるヒントを提供してきました。ただし、宇宙に関するこれらの推論を抽出するために使用されるシステム(質量、スピン、距離)を記述する物理パラメーターには、大きな不確実性が伴います。これらの分析を実行する現在の方法では、個々のバイナリのプロパティの不確実性と調査選択バイアスを無視するために、多くのモンテカルロ積分を実行する必要があります。これらのモンテカルロ積分は、基本的な統計的不確実性の影響を受けます。この統計的不確実性の以前の処理は、推論された推論の精度が影響を受けないようにすることに焦点を当てていましたが、これらの研究では、十分な精度も達成できるかどうかという問題を無視してきました。この作業では、分析における不確実性の影響の実際的な調査を提供し、重力波過渡カタログで行われた天体物理学的推論が正確であることを検証するための提案されたフレームワークを提供します。LIGO-Virgo-Kagraコラボレーションで使用されるモデルに私たちのフレームワークを適用すると、調査選択バイアスを推定する際のモンテカルロの不確実性が、狭い母集団モデルを調査する能力の制限要因であることがわかります。観測人口が増加します。
グリーンランドのサミットステーションでの無線周波数による深い氷河の氷の屈折率の精密測定
| Title |
Precision_measurement_of_the_index_of_refraction_of_deep_glacial_ice_at_radio_frequencies_at_Summit_Station,_Greenland |
| Authors |
J.A._Aguilar,_P._Allison,_D._Besson,_A._Bishop,_O._Botner,_S._Bouma,_S.Buitink,_W._Castiglioni,_M._Cataldo,_B._A._Clark,_A._Coleman,_K._Couberly,_Z._Curtis-Ginsberg,_P._Dasgupta,_S._de_Kockere,_K._D._de_Vries,_C._Deaconu,_M._A._DuVernois,_A._Eimer,_C._Glaser,_A._Hallgren,_S._Hallmann,_J._C._Hanson,_B._Hendricks,_J._Henrichs,_N._Heyer,_C._Hornhuber,_K._Hughes,_T._Karg,_A._Karle,_J._L._Kelley,_M._Korntheuer,_M._Kowalski,_I._Kravchenko,_R._Krebs,_R._Lahmann,_P._Lehmann,_U._Latif,_P._Laub,_C.H._Liu,_J._Mammo,_M._J._Marsee,_Z._S._Meyers,_K._Michaels,_K._Mulrey,_M._Muzio,_A._Nelles,_A._Novikov,_A._Nozdrina,_E._Oberla,_B._Oeyen,_I._Plaisier,_N._Punsuebsay,_L._Pyras,_D._Ryckbosch,_F._Schl\"uter,_O._Scholten,_D._Seckel,_M._F._H._Seikh,_D._Smith,_J._Stoffels,_D._Southall,_K._Terveer,_S._Toscano,_D._Tosi,_D._J._Van_Den_Broeck,_N._van_Eijndhoven,_A._G._Vieregg,_J._Z._Vischer,_C._Welling,_D._R._Williams,_S._Wissel,_R._Young,_A._Zink |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06181 |
超高エネルギーニュートリノを検出するためのターゲット物質として氷河氷を使用し、これらのニュートリノが氷中で相互作用するときに放出される電波信号を測定します。無線周波数での大きな減衰長のおかげで、これらの信号は数キロメートルの距離で検出できます。これを利用した実験の1つが、グリーンランド氷床の頂点近くにあるサミットステーションで現在建設中のグリーンランド電波ニュートリノ天文台(RNO-G)です。これらの実験では、無線周波数での氷の誘電特性を完全に理解する必要があります。この目標に向けて、サミットではキャリブレーションキャンペーンが実施されており、その間に氷床の内層からの電波反射を記録しました。近くのGISP2およびGRIPアイスコアからのデータを使用して、これらの反射体が氷の導電率プロファイルの機能に関連付けられることを示します。この接続を使用して、バルク氷の屈折率をn=1.778+/-0.006として決定します。
準リアルタイム自律衛星検出と軌道推定
畳み込みニューラルネットワーク(CNN)と線形二次推定器(LQE)を使用して常駐宇宙物体(RSO)をほぼリアルタイムで検出および追跡する方法を提案します。機械学習アーキテクチャの進歩により、低電力/コストの組み込みデバイスを使用して複雑な分類タスクを実行できるようになりました。追跡システムのコストを削減するために、低コストの組み込みデバイスを使用して、グレースケールカメラと小さな望遠鏡でキャプチャされた未解決の画像でRSOのCNN検出モデルを実行します。ほぼリアルタイムで計算された検出結果はLQEに渡され、望遠鏡マウントの追跡更新が計算され、光学RSO検出と追跡の完全に自律的な方法が実現します。キーワード:空間ドメイン認識、ニューラルネットワーク、リアルタイム、オブジェクト検出、組み込みシステム。
カペラ: 小型衛星のコンステレーションによって形成される宇宙専用の高周波無線 VLBI ネットワーク
| Title |
Capella:_A_Space-only_High-frequency_Radio_VLBI_Network_Formed_by_a_Constellation_of_Small_Satellites |
| Authors |
Sascha_Trippe,_Taehyun_Jung,_Jung-Won_Lee,_Wonseok_Kang,_Jae-Young_Kim,_Jongho_Park,_Jeffrey_A._Hodgson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06482 |
地上観測所による超長基線電波干渉法(VLBI)は、地球の大きさ、アンテナの地理的分布、および大気の透明度によって制限されます。このホワイトペーパーでは、宇宙専用のVLBIシステムの暫定的な設計であるCapellaを紹介します。2つの直交極低地球軌道上の4つの小型(<500kg)衛星と、690GHz前後の周波数で動作するシングルバンドヘテロダイン受信機を使用して、干渉計は約7マイクロアーク秒の角度分解能を達成できます。合計3日間の観測時間内に、1GHzの瞬間帯域幅に対して約6~mJyと同じくらい良好な1シグマ点光源感度で、ほぼ完全なUV平面をカバーすることができます。近赤外線レーザー通信により、10Gbpsを超える必要なダウンリンクデータレートに到達できます。実際のダウンリンク速度に応じて、1つまたは複数の地上通信局が必要です。Capellaシステムに必要なすべての主要なテクノロジーはすでに利用可能であり、そのうちのいくつかは既製品です。既存のフーリエ変換(FX)ソフトウェア相関器の専用バージョンを使用して、データを相関させることができます。相対論的補正を含む軌道運動の影響を処理するには、専用のルーチンが必要になります。このホワイトペーパーで想定されている仕様により、Capellaは次のようなさまざまな科学ケースに対応できるようになります。超大質量ブラックホールの近くから放出されるプラズマジェットの加速ゾーンとコリメーションゾーン。降着の化学組成は、分子吸収線の観測を通じて活動銀河核に流れ込みます。超大質量連星ブラックホールのマッピング。星の磁気活動;そして、共生連星の新星噴火-そして、実質的に新しい観測技術と同様に、予期しない発見の可能性を秘めています.
フルフレーム データ削減法: 光学測光における潜在的な変動を検出するためのデータ マイニング ツール
| Title |
Full-frame_data_reduction_method:_a_data_mining_tool_to_detect_the_potential_variations_in_optical_photometry |
| Authors |
Zhi-Bin_Dai,_Hao_Zhou,_Jin_Cao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06207 |
天体画像の同じ視野に現れるすべての星を無差別に監視する同期測光データ抽出(SPDE)プログラムは、従来の小/中口径で観測された時系列を最大限に活用するためにいくつかのAstropy提携パッケージを統合することによって開発されています。地上望遠鏡。RXJ2102.0+3359とパロマJ0524+4244という2つの時系列の大変動変数に対して実装された完全なフルフレーム恒星測光データ削減により、それぞれ363と641の最適な光度曲線が生成されます。SIMBADとの相互識別により、23個の既知の星が見つかりました。そのうち16個は赤色巨星/水平分岐星、2個のWUMaタイプの食変光星、2個のプログラム星、X線源、および2個の小惑星地球衝突ラストアラートシステムです。変数。SPDEプログラムのデータ生成に基づいて、フォローアップのライトカーブ分析(LCA)プログラムは32の潜在的な可変ライトカーブを特定します。そのうち18はRXJ2102.0+3359の時系列から、14はパロマJ0524の時系列からのものです。+4244。それらは、定期的、一過性、および固有のタイプに事前に分類されます。58のVizieRオンラインデータカタログを照会することにより、それらの物理パラメーターと、X線から電波までのマルチバンド輝度が、将来の分析のためにコンパイルされます。
CPD-54 810連星系における年代と対流コアオーバーシュートのキャリブレーション。ソリューションのロバスト性に関する統計調査
| Title |
Age_and_convective_core_overshooting_calibrations_in_CPD-54_810_binary_system._Statistical_investigation_on_the_solution_robustness |
| Authors |
G._Valle,_M._Dell'Omodarme,_P.G._Prada_Moroni,_S._Degl'Innocenti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06301 |
CPD-54810連星系の正確な観測に基づいて、主系列(MS)に両方の星がある系の推定年齢と対流コアオーバーシュートのロバスト性を調査します。[...]異なる初期化学組成と対流コアオーバーシュート効率に対して計算された恒星モデルのグリッドに基づいて、SCEPtERパイプラインを採用します。ベースフィットは、最近の文献と一致して、一般的な年齢が$3.02\pm0.15$Gyrであることを示唆しています。この推定された対流コアオーバーシュートパラメータは$\beta=0.09\pm0.01$で、対応する対流コア質量は$M_c=0.059^{+0.017}_{-0.021}$$M_{\odot}$です。これらの推定値の堅牢性は、ヘリウムと金属の濃縮比に狭い制約があると仮定してテストされました。システムの化学溶液は変化しますが、年齢とオーバーシュートパラメータはほとんど変化しません($3.08^{+0.17}_{-0.14}$Gyrと$0.09\pm0.01$)。さらなるテストでは、両方の星の有効温度に関する不確実性を半分にし、推定されたパラメーターは小さな変動($3.02\pm0.12$Gyrおよび$0.09\pm0.01$)のみを示しています。この低い変動性は、MSに両方の星がある星系の年齢を5\%レベルで確実に推定できることを示唆していますが、調査の力がおそらく低いことも示しています。[...]観測制約の精度が大幅に向上したにもかかわらず、結果は、二重MSスター連星システムによる恒星パラメーターのキャリブレーションに関する以前の理論的研究の結論を支持しています。
赤色巨星分岐後の惑星状星雲
共通エンベロープイベントは、45年以上前に提案されて以来、惑星状星雲の形成に関連付けられてきました。しかし、最近まで、ドナーが赤色巨星の分枝を上昇させている間の共通のエンベロープが、その後の漸近的な赤色巨星分枝ではなく、惑星状星雲をもたらすかどうかについて疑問がありました。現在、いくつかの惑星状星雲が実際に、星雲の始祖が赤色巨星の枝にいた間に発生した共通のエンベロープ相の産物であることを示唆する強力な理論的および観測的証拠があります。これらのシステムの特徴付けは困難ですが、多くの興味深い天体物理現象の形成における重要な進化段階である共通のエンベロープについて多くを明らかにする可能性があります。
AutoTAB: バイポーラ磁気領域の自動追跡アルゴリズム
| Title |
AutoTAB:_Automatic_Tracking_Algorithm_for_Bipolar_Magnetic_Regions |
| Authors |
Anu_Sreedevi,_Bibhuti_Kumar_Jha,_Bidya_Binay_Karak_and_Dipankar_Banerjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06615 |
双極磁気領域(BMR)は、太陽磁気に関する重要な情報を提供します。それらは生涯を通じてさまざまな形態と磁気特性を示し、これらの特性を研究することで、太陽ダイナモの働きに関する貴重な洞察を得ることができます。以前の研究の大部分は、検出されたすべてのBMRを新しいBMRとしてカウントしており、各BMRの完全な生活史を研究することはできませんでした。この問題に対処するために、BMRの自動追跡アルゴリズム(AutoTAB)を開発しました。これは、BMRをその存続期間全体またはディスク通過全体にわたって追跡します。AutoTABは、検出されたBMRのバイナリマップを使用して、領域を自動的に追跡します。これは、検出された領域のバイナリマップを差分回転し、それらの間の重複をチェックすることによって行われます。このプロジェクトの最初の記事では、アルゴリズムの動作を詳細に説明し、その長所と短所を評価します。また、そのパフォーマンスを他の既存の追跡技術と比較します。AutoTABは小さな特徴の追跡にも優れており、過去2つの太陽周期(1996年から2020年)にわたって9152のBMRを追跡することに成功し、追跡された各地域のさまざまな特性の進化を示す包括的なデータセットを提供します。追跡されたBMRは、太陽周期のすべての段階で出現し、バタフライダイアグラムで表される弱い緯度依存性を示すこれらの小さなBMRを除いて、太陽周期のよく知られた特性に従います。最後に、アルゴリズムを他のデータセットに適応させ、将来的に他の太陽の特徴を追跡するために技術を拡張する可能性について説明します。
小さな潜在的な変化に対する相対論的潮汐応答の安定性
| Title |
Stability_of_relativistic_tidal_response_against_small_potential_modification |
| Authors |
Takuya_Katagiri,_Hiroyuki_Nakano,_Kazuyuki_Omukai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.04551 |
刺激的な連星系におけるコンパクトな天体の潮汐応答は、重力波形に刻印された一連の潮汐愛と散逸数によって測定されます。一般相対性理論内の真空中の4次元ブラックホールは消失するラブ数を持ちますが、代替重力理論のブラックホールは消失しないラブ数を獲得できます。散逸数は、地平線スケールでのプランク補正を定量化する場合があります。これらの特性により、重力波観測による強磁場領域での古典的な重力理論のテストが可能になります。ブラックホールは天体物理学的状況では正確な真空環境にはないため、次の疑問が生じます:環境は潮汐応答に影響を与えることができますか?この論文では、背景の小さな変更に対する周波数依存の潮汐場摂動に対するシュヴァルツシルトブラックホールの潮汐応答の安定性を調査します。私たちの分析は、相対論的な潮汐ラブ数を定義する際の困難を克服する散乱理論に依存しています。潮汐愛と散逸数は、十分に低い周波数の散乱波の位相シフトから抽出できます。潮汐ラブ数が変更のプロパティに敏感であることを示します。したがって、ラブ数による一般相対性理論からの基礎となる重力理論の逸脱を評価する際には、ブラックホールの周囲の環境を注意深く考慮する必要があります。この変更は散逸数への影響が少なく、事象の地平線の存在を定量化することが損なわれないことを示しています。また、複合システム、つまり環境効果を持つコンパクトなオブジェクトでは、愛と散逸の数は各コンポーネントの数の合計によってほぼ決定されることも示しています。
バリオン数を破る長距離力の恒星信号
遠距離の力が偶発的な対称性、特にバリオン数の違反につながる可能性があるという新しい可能性を楽しませてくれます。質量が$\ll$eVの超軽量スカラーを使用して、このシナリオがさまざまな天体で非常に異なる核子寿命につながる可能性があることを示します。このような長距離相互作用は、太陽から$\gtrsim10$MeVの距離にあるニュートリノの流れや古い中性子星の加熱など、多くの観測可能な効果を生み出す可能性があります。現在および将来の天体物理学データを使用して、このシナリオを制約するための見通しを調べ、中性子星の加熱が現在および近い将来の境界を最も強力に提供することを発見しました。私たちのセットアップの単純な拡張により、超軽量スカラーが宇宙の暗黒物質を構成できるようになります。これは、物質増強バリオン数違反が、これまで見過ごされてきた超軽量暗黒物質のシグナルである可能性を示唆しています。
非弾性凍結
暗黒物質(DM)は、標準モデル(SM)粒子の非常に弱いハッブル以下の消滅と崩壊から凍結する非熱的遺物である可能性があります。ダークフォトンメディエーターを介して凍結するディラックDMのケースは、DM直接検出実験のよく研究されたベンチマークです。ここでは、DMが小さな質量分裂を伴う疑似ディラックである可能性を考慮して、以前の研究を拡張します。質量分裂が電子質量の2倍よりも大きく、暗光子質量よりも小さい場合、明確な宇宙論的特徴が見られます。励起状態$\chi_2$は、最初は基底状態$\chi_1$と同じ量で生成されます。その後、励起状態集団は、主に三体プロセス$\chi_2\rightarrow\chi_1e^+e^-$を介して、比較的遅い宇宙時代に崩壊します。このプロセスは、エネルギー電子を周囲環境に注入し、ビッグバン元素合成、宇宙マイクロ波背景スペクトルの歪みと異方性、およびライマン-$\alpha$フォレストを含む観測可能な特徴を提供します。さらに、3体崩壊から生成された基底状態の粒子は、小規模でのDMクラスタリングに影響を与える速度キックを受け取ります。宇宙探査機と加速器実験は非常に補完的であり、モデルのパラメータ空間の多くを将来カバーすることがわかりました。
シンボリック回帰の事前確率
競合するデータセットのシンボリックモデルから選択する場合、人間は自然に「より単純な」式、または同様のコンテキストで以前に見られた方程式によりよく似た式を好みます。これは、関数の事前確率が一様でないことを示唆していますが、これはシンボリック回帰(SR)フレームワーク内ではめったに考慮されません。この論文では、関数とそのパラメータの両方に関する詳細な事前情報をSRに組み込む方法を開発します。関数の構造に関する事前情報は$n$-gram言語モデルに基づいており、各演算子の出現頻度に加えて、演算子の相対的な配置に敏感です。また、フラクショナルベイズファクターに基づいた形式を開発して、ベイジアンの証拠を通じてモデルを公平に比較できるように数値パラメーターの事前確率を処理し、モデル選択のためにベイジアン、最小記述長、およびヒューリスティックな方法を明示的に比較します。ベンチマークに関する文献基準と宇宙論の分野からの実世界のデータセットに対する事前確率のパフォーマンスを示します。
宇宙ひもの虹重力時空における虹重力関数とクラインゴードン粒子の微調整
相対論的量子粒子が適切である限り、虹関数ペア$g_{_{0}}(y)$と$g_{_{1}}の変数$y=E/E_p$(y)$は$y=|E|/E_p$に微調整する必要があります。ここで、$E_p$はプランクのエネルギースケールです。そうでなければ、虹関数は相対論的量子粒子に対する虹の重力効果を説明するのに成功するだけであり、反粒子は不幸なままになります。このような微調整の下で、不均一な磁場(つまり、$\mathbf{B}=\mathbf{\nabla}\times\mathbf{A}=\frac{3}{2}B_{\circ}r\,\hat{z}$)。次に、一様磁場内の宇宙ひもの虹重力時空のKG粒子を考えます(つまり、$\mathbf{B}=\mathbf{\nabla}\times\mathbf{A}=\frac{1}{2}B_{\circ}\,\hat{z}$)。前者は効果的にKGオシレータを生成しますが、後者は効果的にKGクーロン粒子を生成します。虹関数の4つのペアを使用して、KG振動子とクーロン粒子の両方に対する虹の重力の影響を報告します:(i)$%g_{_{0}}\left(y\right)=1$,$g_{_{1}}\left(y\right)=\sqrt{1-\epsilony^{2}%}$,(ii)$g_{_{0}}\left(y\right)=1$,$g_{_{1}}\left(y\right)=\sqrt{%1-\epsilony}$,(iii)$g_{_{0}}\left(y\right)=g_{_{1}}\left(y\right)=\left(1-\epsilony\right)^{-1}$、および(iv)$g_{_{0}}\left(y\right)=\left(e^{\epsilony}-1\right)/\epsilony$,$g_{_{1}}\left(y\right)=1$,ここで$y=|E|/E_p$$\epsilon$は虹のパラメータです。すべてのKG粒子と反粒子のエネルギーは$E=0$の値(自然な相対論的量子力学的傾向)について対称であり、エネルギー状態が飛び去り、スペクトルから消える現象が報告されていることは興味深いことです。$\gamma=\epsilonm/E_p=1$で虹関数ペア(iii)が観測されました。
宇宙観測による低スケール暗相転移の抑制
ニュートリノデカップリングに対する低スケールの宇宙論的一次相転移の影響を調査し、ビッグバン元素合成と宇宙マイクロ波背景放射の宇宙論的観測によってPTパラメータを制約します。確率的重力波背景を生成できるMeVスケールで発生する相転移を、パルサータイミングアレイ実験によって調べることを検討します。相転移がニュートリノの有効数と原始元素合成を変更できることがわかりました。次に、宇宙観測では、MeVスケール周辺のゆっくりとした強い相転移を除外できます。
全キラリティがゼロのキラル磁気流体力学
初期総キラリティがゼロのキラル磁気流体力学の枠組みで、キラルフェルミオンの非対称性と結合した磁場の進化を研究します。初期磁場は、特定の特徴的なスケールでピークに達する乱流スペクトルを持ち、正のヘリシティを持つ完全にらせん状です。初期キラル化学ポテンシャルは、空間的に均一で負です。キラルプラズマ不安定性(CPI)の長さスケールと乱流の特徴的なスケールの比率が1よりも小さい場合と大きい場合の2つの反対のケースを考えます。これらの初期条件は、特定のタイプのアクシオンインフレーションなどの宇宙モデルで実現される可能性があります。磁場とキラル化学ポテンシャルは、磁気ヘリシティとキラリティーが常に互いに打ち消し合うように、逆カスケードで進化します。CPIタイムスケールは、主に、磁気ヘリシティスペクトルが高波数で負の値に達する時間を決定することがわかっています。一方、エネルギーを運ぶ渦のターンオーバー時間は、スペクトルのピークが逆カスケードを介してより小さな波数にシフトし始める時間を決定します。ヘリシティ減衰の開始は、キラル磁気効果が初期磁気エネルギースペクトルのピークで有効になる時間によって決定されます。スピンの反転が重要な場合、カイラル化学ポテンシャルが消失し、磁気ヘリシティが一定になり、磁気ヘリシティ保存から予想されるように、相関長がより速く増加します。これは、最初の総キラリティが不均衡な場合にも発生します。私たちの調査結果は、アクシオンの膨張後のバリオン形成に重要な意味を持っています。
地上設置型検出器による確率的重力波背景の異方性と分極検出の展望
| Title |
Prospects_for_detecting_anisotropies_and_polarization_of_the_stochastic_gravitational_wave_background_with_ground-based_detectors |
| Authors |
Giorgio_Mentasti_and_Carlo_Contaldi_and_Marco_Peloso |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2304.06640 |
地上ベースの検出器の一般的なネットワークを使用して、異方性の可観測性と確率的重力波背景(SGWB)の正味キラル分極を研究するための分析フレームワークを構築します。この形式を適用して、現在の干渉計(LIGO、Virgo、およびKAGRA)と計画されている第3世代の干渉計(EinsteinTelescopeやCosmicExplorerなど)で構成されるネットワークのパフォーマンスのフィッシャー予測を実行します。私たちの結果は、ノイズと信号が支配する体制にまたがる異方性モードの可観測性に限界をもたらします。SGWBの等方性成分の振幅が現在の限界に近い場合、観測時間が$10$年である第3世代の干渉計は、次の式で$\ell=8$までの多極子を(球面調和展開で)測定できることがわかります。${\calO}\left(10^{-3}-10^{-2}\right)$等方性成分に対する精度、および${\calO}\left(10^{-3}\right)正味分極の$量。弱い信号の場合、精度はSGWB振幅のほぼ逆数として悪化します。
